O conteudo estelar localizado entre aglomerados jovens de ...ux in X-ray and the apparent magnitude J of T Tauri stars found by other authors. Additionally, the merge of the results

Universidade de Sao Paulo

Instituto de Astronomia, Geofısica e Ciencias Atmosfericas

Departamento de Astronomia

Thais dos Santos Silva

O conteudo estelar localizado entre

aglomerados jovens de CMaR1

Sao Paulo

2014

Thais dos Santos Silva

O conteudo estelar localizado entre

aglomerados jovens de CMaR1

Tese apresentada ao Departamento de Astro-

nomia do Instituto de Astronomia, Geofısica e

Ciencias Atmosfericas da Universidade de Sao

Paulo como requisito parcial para a obtencao

do tıtulo de Doutora em Ciencias.

Area de Concentracao: Astronomia

Orientador(a): Prof.(a) Dr.(a)Jane Gregorio-

Hetem

Sao Paulo

2014

A minha famılia!

Agradecimentos

A minha famılia: Germınio Tomaz e Gabriel Tomaz, em especial a minha mae Maria

de Lourdes, pelo apoio, incentivo e compreensao.

Ao Marcel Araujo Silva Figueredo por toda ajuda direta ou indireta para a realizacao

desse trabalho, por todo a paciencia e dedicacao;

A Professora Jane Gregorio-Hetem por acreditar em mim e confiar no meu trabalho,

por todas as oportunidades que me proporcionou desde a iniciacao cientıfica, em 2005;

Ao Dr. Thierry Montmerle por tambem acreditar no meu trabalho e ser meu co-

orientador durante o estagio sanduiche;

Ao Professor Raimundo Lopez por me abrir as portas ao mundo dos raios X, sem a

participacao dos dois cursos que o senhor me convidou, essa tese teria demorado muito

mais tempo para sair.

A Professora Silvia Rossi por sempre estar atenta aos meus relatorios e pelas discussoes

durante as apresentacoes dos mesmos, elas foram muito uteis.

Aos colegas Beatriz Fernandes, Marcio Avellar, Fernanda Urrutia, Bruno Dias, Phillip

Galli, Lıvia Sakimoto e Enzo Moriyama pela contribuicao direta para a realizacao desse

trabalho.

Ha ainda muitas pessoas que eu gostaria de citar, mas gastaria muitas paginas dessa

tese, que ja nao esta muito pequena. Em especial eu gostaria de agradecer a minhas colegas

dos meus times de basquete e futsal, aos meus colegas de departamento, e aos amigos da

vida.

Ao CNPq e a CAPES, pelo apoio financeiro, sob o projeto no: 142851/2010-8;

Ao Instituto de Astrnomomia, Geofısica e Ciencias Atmosfericas da Universidade de Sao

Paulo e ao Institut d’Astrophysique de Paris por me acolherem durante o doutoramento.

Esta tese/dissertacao foi escrita em LATEX com a classe IAGTESE, para teses e dissertacoes do IAG.

‘ ‘As pessoas tem estrelas que nao sao as mesmas.

Para uns, que viajam, as estrelas sao guias.

Para outros, elas nao passam de pequenas luzes.

Para outros, os sabios, sao problemas.

Para o meu negociante, eram ouro.

Mas todas essas estrelas se calam.

Tu porem, teras estrelas como ninguem...

Quero dizer: quando olhares o ceu de noite,

(porque habitarei uma delas e estarei rindo),

entao sera como se todas as estrelas te rissem!

E tu teras estrelas que sabem sorrir!

Assim, tu te sentiras contente por me teres conhecido.

Tu seras sempre meu amigo (basta olhar para o ceu e estarei la).

Teras vontade de rir comigo.

E abrira, as vezes, a janela a toa, por gosto... e teus amigos ficarao

espantados de ouvir-te rir olhando o ceu.

Sim, as estrelas, elas sempre me fazem rir!”

Antoine de Saint-Exupery

Resumo

A regiao de formacao estelar em Canis Major (CMa R1) tem sido estudada em

diferentes comprimentos de onda com o intuito de explorar a descoberta da coexistencia

de aglomerados de diferentes idades nessa nuvem molecular.

Quatro campos foram observados com o satelite “XMM-Newton”, abrangendo

os grupos de estrelas proximos a Z CMa e GU CMa e a regiao denominada “inter-

aglomerados”. Cerca de 387 fontes foram identificadas por dois metodos de deteccao

distintos: individual e mosaico.

Por meio das analises em raios X, principalmente por diagramas de razao de dureza,

foi possıvel identificar as candidatas a membro de CMa R1 e separar provaveis objetos

de campo. As curvas de luz e espectros extraıdos para os objetos mais brilhantes da

amostra tambem foram uteis para indicar a natureza jovem destes objetos. As curvas de

luz revelaram 10 fontes que possivelmente apresentaram flares, 5 deles confirmados e 2

classificados como parciais. Ajustes do modelo de plasma termico aos espectros de baixa

resolucao de 23 fontes brilhantes, em raios X, forneceram valores medios de: NH = 0,19

x 10−22cm−2, que corresponde a uma extincao de AV = 0,9 ± 0,5 mag: temperatura do

plasma de 1,3 ± 0,5 keV: e abundancia de 0,11 ± 0,06 Z⊙. Os fluxos encontrados estao

em uma faixa de 1,5 a 55 x 10−14 erg/cm2/s.

Para complementar o estudo das fontes X de CMa R1 foi realizada uma analise de

fontes 2MASS, por meio de diagramas cor-cor e cor-magnitude, para estimar as massas

e idades das contrapartidas infravermelhas dos possıveis membros de CMa R1. A distri-

buicao de massas, entre 0,1 e 17 M⊙, comprova que essa regiao abriga uma populacao

predominantemente de baixa massa (∼ 80%).

As idades estimadas para essa amostra variam de 0,2 Myr ate a idade zero da

sequencia principal. O campo proximo a Z CMa e o que apresenta uma populacao mais

jovem, cerca de ∼ 54% das contrapartidas sao mais jovens que 5 Myr e apenas 30% sao

mais velhas que 10 Myr. Por outro lado, o campo proximo a GU CMa apresenta uma

proporcao inversa: 58% dos seus objetos tem idades > 10 Myr e 30% tem menos de 5 Myr.

A distribuicao espacial das fontes em funcao das faixas de idades mostra claramente que

a regiao “inter-aglomerados”contem os dois grupos de faixas de idades.

Ao combinar os dados em raios X com os em infravermelho verificou-se que a maioria

das fontes X segue a relacao esperada entre o fluxo em raios X e a magnitude aparente J de

estrelas T Tauri encontrada por outros autores. Alem disso, a combinacao dos resultados

obtidos por meio dos diagramas de razao de dureza e cor-cor resultou em uma amostra de

140 candidatas a membro de CMa R1, 123 possıveis candidatas a pertencer a CMa R1,

106 de origem indefinida, 17 possıveis candidatas a objeto de campo e apenas 1 objeto de

campo confirmado.

Abstract

The star formation region Canis Major (CMa R1) has been studied in different

wavelengths in order to explore the discovery of the coexistence of clusters with different

ages in this molecular cloud.

Four fields were observed with the “XMM-Newton”satellite, covering two stellar

groups near the ZCMa and GUCMa stars and the region called “inter-clusters”. About

387 sources were identified by two different detection methods: individual and mosaic.

CMa R1 member candidates and probably field objects could be identified by X-ray

analyses, especially using hardness ratio diagrams. The light curves and spectra extracted

from the brightest objects of the sample were also used to indicate the young nature of

these objects. The light curves of these sources revealed 10 sources that present possibly

flares, 5 of them were confirmed and 2 were classified as partials. Fits of thermal plasma

model to the low resolution spectra of the 23 brightes sources, in X-ray, provided average

values of NH = 0.19 ± 0.09 x 10−22cm−2, which correspond to an extinction AV = 0.9 ±

0.5 mag, plasma temperature of 1.3 ± 0.5 keV, and abundances of 0.11 ± 0.06 Z⊙. The

calculated fluxes varied from 1.5 to 55 x 10−14 erg/cm2/s.

In order to complete the study of X-ray sources from CMa R1, an analysis of their

2 MASS infrared counterparts was performed by the colour-magnitude diagrams for the

purpose of estimating masses and ages of the infrared counterparts of CMa R1 possible

members. The mass distributions, within 0.1 and 17 M⊙, proves that this region contains

predominantly a low mass population (∼ 80%).

The ages estimated vary from 0.2 Myr to zero age of main sequence. The field near

Z CMa has the youngest population, about ∼ 54% of the counterparts are estimated to be

less than 5 Myr, where the majority (54%) ages less than 2 Myr, and only 30% are older

than 10 Myr. On the other hand, the field next to GU CMa provides the inverse, 58% of

them are older and 30% are younger than 5 Myr. The spatial distribution of the sources

as a function of the age shows clearly that the inter-cluster region contain population in

the two ages bins groups.

The combination of X ray data with the infrared ones showed that the majority that

the majority of the X-ray sources follows the expectation for the relation between the flux in

X-ray and the apparent magnitude J of T Tauri stars found by other authors. Additionally,

the merge of the results attained by hardness ratio and colour-colour diagrams resulted in

a sample of 140 CMa R1 member candidates, 123 probably CMa R1 member candidates,

106 with undefined origin, 17 possible field objects and only one field object confirmed.

Lista de Figuras

1.1 A regiao de formacao estelar λ Orionis e o aglomerado Collinder 69 estuda-

dos por Barrado et al. (2011). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

1.2 Esquema de componentes em raios X esperadas em uma nuvem molecular

gigante . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

1.3 Propriedades de objetos estelares jovens e classes evolutivas . . . . . . . . . 28

1.4 Varias configuracoes magneticas entre a estrela e o disco obtidos na literatura 30

2.1 Distribuicao espacial das estrelas jovens identificadas com base nos dados

ROSAT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37

2.2 Campos Observados com XMM-Newton. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

2.3 Curvas de Luz das observacoes feitas com a camera PN . . . . . . . . . . . 40

2.4 Curvas de Luz das observacoes feitas com as cameras MOS1 e MOS2 . . . 41

2.5 Imagens do campo E obtidas pela camera PN antes e depois da escolha dos

GTIs. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42

2.6 Imagens dos quatro campos obtidas com as cameras PN, MOS1 e MOS2 . 43

2.7 Mosaico das imagens do satelite XMM-Newton com as cameras EPIC PN,

MOS 1 e MOS 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

2.8 Exemplo do refinamento da amostra das contrapartidas infravermelhas . . 47

3.1 Diagrama de razao de dureza baseado no trabalho de Barrado et al. (2011) 51

3.2 Diagrama de razao de dureza baseado no trabalho de Hasinger et al. (2001) 52

3.3 Diagramas de razao de dureza (B2011) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54

3.4 Diagramas de razao de dureza (H2001) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55

3.5 Histograma da distribuicao das fontes X dentro dos diagramas de razao de

dureza . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57

3.6 Exemplo da escolha da regiao da fonte e do fundo de ceu . . . . . . . . . . 60

3.7 Curvas de luz ilustrando uma fonte com flare e outra sem . . . . . . . . . . 61

3.8 Curvas de luz ilustrando uma emissao com variacao, mas que nao houve

flare. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62

3.9 Curvas de luz com flares bem definidos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64

3.10 Curvas de luz de fontes que apresentaram flares . . . . . . . . . . . . . . . 65

3.11 Curvas de luz de fontes com flares parciais . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66

3.12 Exemplo da escolha da regiao do espectro a ser analisada . . . . . . . . . . 70

3.13 Ajuste do modelo APEC ao espectro da fonte e002. . . . . . . . . . . . . 72

3.14 Distribuicao dos parametros (NH , kT e Z) obtidos por meio de ajuste espectral 73

3.15 Relacao entre o fluxo em raios X e taxa de contagens. . . . . . . . . . . . 74

3.16 Relacao entre os fluxos obtidos por meio do ajuste de alguns espectros e

pelo programa PIMMS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75

3.17 Funcao Luminosidade em raios X. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76

4.1 Diagramas Cor-Cor e Cor-Magnitude das candidatas a contrapartida infra-

vermelha das fontes X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80

4.2 Diagramas Cor-Cor individuais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82

4.3 Diagramas Cor-Magnitude individuais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83

4.4 Distribuicao de massas das contrapartidas infravermelhas das fontes X . . . 86

4.5 Distribuicao das idades atribuıdas as contrapartidas infravermelhas das fon-

tes X. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87

5.1 Fluxo em raios X (FX) v.s. magnitude na banda J (mJ) . . . . . . . . . . 90

5.2 Distribuicao das idades das contrapartidas das fontes X para cada campo

E, C, W e S . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92

5.3 Distribuicao espacial das contrapartidas das fontes X como funcao das idades. 93

5.4 Distribuicao das idades das contrapartidas dentro das grades . . . . . . . . 95

5.5 Funcao de massa das contrapartidas infravermelhas das fontes X . . . . . . 97

C.1 Irradiacao do disco circum-estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 147

D.1 Espectro das fontes c001, c002, e001 e e003. . . . . . . . . . . . . . . . . . 149

D.2 Espectro das fontes e004, e005, e015, e017, e018 e e020. . . . . . . . . . . 150

D.3 Espectro das fontes e021, e022, e023, e026, e030 e e032. . . . . . . . . . . 151

D.4 Espectro das fontes e036, e038, e039, e055, w001 e w006. . . . . . . . . . . 152

Lista de Tabelas

2.1 Resumo das observacoes feitas de CMa R1 com o satelite XMM-Newton. . 39

2.2 Levantamento de possıveis contrapartidas infravermelhas das fontes X. . . 46

3.1 Distribuicao das fontes nos diagramas de razao de dureza B2011, nos campos

C, E, W e S. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56

3.2 Distribuicao das fontes nos diagramas de razao de dureza H2001, nos campos

C, E, W e S. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56

3.3 Numero de fontes candidatas a objetos jovens baseado nos diagramas de

razao de dureza. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59

3.4 Fontes com flares. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67

3.5 Parametros espectrais. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71

4.1 Numero de fontes com contrapartidas no infravermelho proximo. . . . . . . 79

4.2 Numero de fontes com contrapartidas 2MASS com ındice de qualidade AAA. 81

5.1 Numero de fontes candidatas a objetos jovens baseado nos diagramas de

razao de dureza. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99

A.1 Fontes de raios X detectadas nas imagens combinadas das cameras EPIC:

PN, MOS1 e MOS2. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 120

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 128

A.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129

B.1 Fontes de raios X detectadas nas imagens combinadas das cameras EPIC:

PN, MOS1 e MOS2. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131

B.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132

B.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133

B.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134

B.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135

B.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136

B.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137

B.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138

B.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139

B.1 Continua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140

Sumario

1. Introducao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

1.1 Historico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

1.2 Outflows, discos, acrecao e atividade magnetica . . . . . . . . . . . . . . . 25

1.3 Estrelas jovens de baixa massa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

1.4 Identificacao e Caracterizacao de aglomerados estelares abertos . . . . . . . 31

2. Selecao e identificacao da amostra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

2.1 Busca de alvos em CMa R1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

2.1.1 Formacao Estelar Sequencial em CMaR1? . . . . . . . . . . . . . . 36

2.1.2 Mistura de aglomerados jovens de diferentes idades . . . . . . . . . 36

2.2 Observacoes em raios X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37

2.3 Imagens e deteccao das fontes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40

2.4 Contrapartidas Infravermelhas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46

3. Analises em raios X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49

3.1 Diagrama de razao de dureza - HRD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49

3.2 Preparacao para a extracao das curvas de luz e dos espectros . . . . . . . . 58

3.3 Curvas de luz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59

3.3.1 Identificacao de Flares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62

3.4 Espectros . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68

3.5 Luminosidade X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72

4. Analises dos Parametros Estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77

4.1 Diagramas cor-cor e cor-magnitude . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77

4.2 Contrapartidas infravermelhas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79

4.3 Massas e Idades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84

5. Discussoes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89

5.1 Fluxo X vs. Magnitude J . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89

5.2 Idades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92

5.2.1 Diagramas de razao de dureza em funcao das idades . . . . . . . . . 94

5.3 Funcao de massa inicial . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96

5.4 Populacao de CMaR1 revelada por observacoes XMM . . . . . . . . . . . . 98

6. Conclusoes e Perspectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101

7. Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107

Apendice 113

A. Catalogo de fontes X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115

B. Lista de contrapartidas 2MASS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131

C. A fısica envolvida na emissao de raios X em regioes de formacao estelar . . . . . 141

C.1 Atividade coronal e interacoes estrela disco . . . . . . . . . . . . . . . . . . 141

C.2 Irradiacao de discos por raio-X e partıculas . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143

C.3 Irradiacao de discos por raio-X e partıculas . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145

D. Espectros . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 149

E. Artigo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153

Capıtulo 1

Introducao

A eficiencia em se utilizar observacoes em raios X para descobrir grandes amostras

de estrelas pre-sequencia principal tem sido demonstrada em diferentes regioes de formacao

estelar. Por exemplo os surveys realizados em grandes complexos moleculares como: Mo-

noceros R2 (Kohno et al. 2002); parte da nebulosa Rosette, junto com os aglomerados

M17 e NGC2244 (Townsley et al. 2003; Wang et al. 2008, 2009); M8 (Rauw et al. 2002);

Carina (Albacete Colombo et al. 2003) e Vela OB2 (Jeffries et al. 2009).

Com o advento de uma nova geracao de satelites de banda larga (∼ 0,2-10 keV) mais

sensıveis – Chandra e XMM-Newton – novos objetos estelares foram detectados e novos

processos puderam ser estudados.

Na nebulosa de Orion milhares de fontes de raios X foram identificadas por meio

do Chandra Ultradeep Project – COUP (Getman et al. 2005 a, b) e na regiao da nuvem

de Taurus varias outras centenas foram detectadas, por meio do XMM-Newton Extendend

Survey of Taurus – XEST (Gudel et al. 2008).

Alem desses grandes projetos de observacao em raios X de regioes de formacao

estelar outras dezenas de trabalhos relacionados ao tema foram publicados nos ultimos

anos, de forma que diversas regioes de formacao estelar estao sendo analisadas esses satelites

como Nebulosa de Carina estudada por Townsley et al. 2011, Preibisch et al. 2011 e

Feigelson et. al. 2011, ou Cepheus B (Getman et al. 2009), Serpens (Giardino et a. 2007),

Cygnus OB2 (Wright et al. 2010) entre outros.

Outros satelites como o ROSAT, tambem foram utilizados para estudar nuvens

moleculares gigantes. Gregorio-Hetem et al. (1998), identificaram dezenas de estrelas de

baixa massa e de massa intermediaria nas nuvens Rosette e Mon R2. Esse resultado foi

pioneiro no estudo da funcao de massa dessas nuvens, em que previamente apenas estrelas

22 Capıtulo 1. Introducao

massivas eram melhor conhecidas, dada a limitacao observacional dos surveys opticos.

Outro estudo interessante feito com o ROSAT foi na regiao de Canis Major R1

que contem uma nebulosa de reflexao em forma de arco na qual se associam aglomerados

estelares muito jovens, com idades menores que 5 x 106anos. Com base nos dados em raios

X dessa regiao, Gregorio-Hetem et al. (2009) levantaram questoes importantes a respeito

da historia de formacao desta regiao

No entanto, alem dos dados em raios X, a exemplo do que foi realizado por esses

autores, faz-se necessario um estudo complementar no infravermelho, para caracterizar as

estrelas com base nos parametros fundamentais como massa, idade e fracao de objetos com

indıcios da presenca de disco circun-estelar.

Um outro exemplo de analise completa realizada com base em raios X e apresentada

no trabalho de Barrado e colaboradores que se propuseram a estudar a regiao de formacao

estelar Lambda Orionis (d ∼ 400 pc e ∼ 5 Myr). Os primeiros resultados publicados

(Barrado et al. 2011) tratam do estudo da regiao central de λ Orionis, o aglomerado

Colinder 69 (Fig. 1.1).

Para isso os autores utilizaram observacoes XMM-Newton para caracterizar a po-

pulacao de baixa massa e anas marrons a fim de obter um censo estelar e subestelar do

aglomerado, alem de estabelecer a funcao luminosidade em raio-X para essa associacao.

Dados no optico e infravermelho proximo e medio tambem foram utilizados para verificar

quais fontes com emissao em raios X pertencem ao aglomerado, e determinar Teff , massa

e Lbol destes objetos. Para verificar a presenca de disco circum-estelar na amostra foram

utilizados dados Spitzer.

Por meio das observacoes XMM-Newton foram detectas 164 fontes pontuais, das

quais 61 provavelmente pertencem ao aglomerado, 5 sao possıveis membros, e uma delas

(C69-Xw028) e uma ana marrom. Para estes objetos foi encontrada uma densidade colunar

de hidrogenio (NH)med ∼ 5 x 1020 cm−2 e TXmed ∼ 107 K. A razao entre luminosidade em

raios X e luminosidade bolometrica para M ≤ 1M⊙ obtida foi de log(LX/Lbol) = - 2,85.

As fontes X encontradas forneceram um novo e mais completo censo do aglomerado

Collinder 69, especialmente, de novos membros com M ∼ 2M⊙. O limite inferior das

observacoes permitem detectar objetos com no mınimo ∼ 0,3 M⊙. 6,1% da populacao

possui disco e esta percentagem aumenta (10,6%) se forem consideradas as estrelas de

Classe II com disco em transicao. A temperatura media TXmed no aglomerado e semelhante

Secao 1.1. Historico 23

Figura 1.1: A regiao de formacao estelar λ Orionis e o aglomerado Collinder 69 estudados por Barrado

et al. (2011).

as encontradas em estrelas jovens na pre-sequencia principal e menor do que encontradas

em regioes de formacao estelar.

O presente capıtulo e dedicado a uma revisao historica a respeito dos primeiros

estudos que motivaram a exploracao dos dados em raios X no estudo da formacao estelar

(Sec. 1.1); das caracterısticas tıpicas dos objetos pre-sequencia principal (Sec. 1.2), em

particular das estrelas de principal interesse nesse estudo (Sec. 1.3). Finalmente, descreve-

se brevemente o estudo dos aglomerados estelares jovens, em cujo contexto mais global se

insere o presente trabalho, e que deu origem a motivacao em realiza-lo (Sec. 1.4), gerando

a publicacao do artigo “Characterisation of young stellar clusters”, Santos-Silva, T. &

Gregorio-Hetem, J. 2012, A&A 547, A107 –, cuja copia segue no Apendice E.

1.1 Historico

Por mais de 30 anos as regioes de formacao estelar foram conhecidas por estar

associadas a emissao em raios X, comecando pela descoberta de uma fonte extensa que

coincidia com a nebulosa de Orion (M42) feita com os satelites Uhuru ANS e SAS-3 (Den

Boggende et al. 1978, Bradt & Kelley 1979). Dentre as possiblidades de producao de raios

X em regioes de formacao estelar estao inclusas: atividade magnetica de estrelas PMS de

baixa massa; termalizacao dos ventos em alta velocidade de estrelas OB de alta massa,

perto da estrela ou nas bordas de choque dos ventos; e remanescentes de supernovas de


Figura 1.2: Diagrama de componentes em raios X esperadas em uma nuvem molecular gigante com uma

regiao HII, aglomerados de estrelas jovens embebidos e formacao estelar distribuıda: estrelas representam

estrelas OB; x sao estrelas Herbig Ae/Be; cırculos cheios sao estrelas T Tauri, as cruzes sao protoestrelas

e os quadrados sao sistemas binarios em raios X. A regiao hachurada fora da nuvem representa um

remanescente de supernova, e a regiao sombreada dentro da nuvem representa regioes de dissociacao

parcialmente ionizadas em raios X (Adaptado de Feigelson 2001).

estrelas OB de geracoes passadas (Fig. 1.2).

Os primeiros conceitos de formacao estelar via colapso gravitacional foram sugeridos

por Pierre-Simon Laplace, em Expositon du Sisteme du Monde que forneceu um otimo

cenario de formacao do Sol a partir de uma nebulosa em rotacao. Na primeira metade

do seculo passado, Edward Barnard e outros, especulavam que nuvens escuras eram locais

de nascimento de estrelas (Trumble 1996). Alfred Joy (1945) reportou uma classe de

linhas de emissao raras de estrelas variaveis proximas a nuvens escuras, representando

estrelas recem formadas, mais tarde chamadas de estrelas T Tauri Classicas (CTT), que

foram encontradas com maior frequencia agrupadas em “associacoes T”(Ambartsumian &

Mirzoyan 1982).

Nos anos 80 e 90, as melhorias na instrumentacao nos comprimentos de onda in-

fravermelho e milimetrico causaram uma revolucao na astronomia, principalmente para

observacoes de objetos jovens, pois proporcionaram a procura direta por objetos protoes-

telares profundamente embebidos na nuvem. Embora o cenario Laplaciano seja a base dos

modelos contemporaneos, a astrofısica detalhada de objetos estelares jovens (YSOs) pro-

vou ser muito mais complexa que uma simples nebulosa auto gravitante e o entendimento

de YSOs nao procedeu de forma simples, tendo em vista a diversidade de processos, estelar

Secao 1.2. Outflows, discos, acrecao e atividade magnetica 25

e circum-estelar, envolvidos, como descrito a seguir.

1.2 Outflows, discos, acrecao e atividade magnetica

Herbig (1962) e Kuhi (1964) foram os primeiros a interpretar as linhas de emissao

de estrelas CTT que frequentemente exibem perfis do tipo P Cygni como ventos densos e

quentes. Bachiler (1996), Reipurth & Bertout (1997) verificaram que outflows colimados

vistos em objetos Herbig-Haro, jatos opticos de pequena escala e outflows bipolares mole-

culares eram encontrados em YSOs. Logo perceberam que os outflows de YSOs nao eram

acelerados pela pressao do gas coronal ou radiacao, mas eles necessitavam da intervencao

de campos magneticos e disco circum-estelar (e.g. De Campli 1981, Pudritz & Norman

1983, Uchida & Sibata 1984).

O obscurecimento da maioria dos YSOs foi originalmente atribuıdo ao casulo esferico

de material empoeirado que nao foi acretado pelo objeto, a descoberta de emissao intensa

nas bandas micro e milimetricas em estrelas CTT exige que haja uma grande quantidade de

poeira em discos achatados. No entanto, atualmente estes discos proto-planetarios podem

ser diretamente imageados por interferometria milimetrica (e.g. Dutrey et al. 1994),

e em luz visıvel pelo Hubble Space Telescope (Mc Caughrean & O’ Dell 1996), ou em

infravermelho proximo (Staplfeldt et al. 1998). A evolucao de discos sera discutida na

proxima secao.

A teoria de formacao estelar diz que o crescimento da estrela se da pela acrecao do de

um grande envoltorio circum-estelar (Shu et al. 1987). Apos o envoltorio ser limpado por

outflows, o disco permanece, e a estrela central acreta o material restante em uma escala

de tempo de 105 a 106 anos. Este processo pode prosseguir de forma relativamente estavel

– no caso das estrelas CTT – ou em episodios rapidos de alta acrecao associada a ejecao

de material – vista em estrelas YY Ori (Bertout et al. 1996) e em nıveis mais altos como

as estrelas FU Orionis (Hartmann et al. 1993). Modelos detalhados de perfis de linhas

permitidas em T Tauri – historicamente atribuıdas por outflows ou discos boundary layers –

sao explicados atualmente com emissao em colunas de acrecao confinadas magneticamente

(Hartmann et al. 1994, Hartmann 1998, Calvet & Gullbring 1998). No entanto, acrecao

tambem pode afetar as trilhas evolutivas da pre-sequencia principal (Siess et al. 1997).

Sabe-se que YSOs exibem altos nıveis de atividade magnetica. O conceito original


de Joy (1945) era que o espectro do YSO tenha caracterısticas como as da cromosfera solar

levando ao desenvolvimento de atmosferas estelares de T Tauri (Herbig & Soderblom 1980,

Calvet et al. 1984, Finkenzeller & Basri 1982). Poderosos flares em raios X de estrelas

T Tauri foram encontrados com o satelite Einstein, primeiro telescopio de imageamento

em raios X, e estes flares foram interpretados como emissao do tipo solar intensificada

(Feigelson & DeCampli 1981, Walter & Kuhi 1981, Montmerle et al. 1983, Feigelson et

al. 1991). Caracterısitcas como essas, sao tıpicas dos primeiros estagios evolutivos de

estrelas de baixa massa, tambem manifestadas durante toda a pre-sequencia principal,

como apresentado a seguir.

1.3 Estrelas jovens de baixa massa

Os primeiros tratamentos analıticos do interior estelar de YSOs (Hayashi 1966) ainda

servem como um cenario basico para o entendimento destes objetos. As estrelas T Tauri

sao totalmente convectivas em seu interior, com luminosidades decrescendo monolitica-

mente com temperaturas quase constantes na superfıcie, alimentadas principalmente pela

contracao gravitacional, ao inves de reacoes nucleares. A evolucao rotacional ao longo das

trilhas evolutivas de Hayashi podem ser complexas. Alem disso, um YSO com rotacao

diferencial em seu interior pode gerar um campo magnetico tao alto quanto 106 G em

apenas 106 anos, mas a turbulencia sem rotacao diferencial pode dissipar o campo (Levy

et al. 1991).

Durante os primeiros estagios de evolucao de estrelas de baixa massa, desde a proto-

estrela ate a sua chegada na sequencia principal, sao observados altos nıveis de atividade

magnetica nestes objetos. Campos fortes cobrindo boa parte da superfıcie estelar e pode-

rosos flares de reconexao magnetica sao vistos em raios X e radio. O flaring pode ocorrer

na magnetosfera estelar, na interface entre o disco e a estrela ou sobre o disco circum-

estelar. A ionizacao originaria da radiacao de alta energia pode ter efeitos importantes na

astrofısica de discos, tais como, prover a acrecao e o acoplamento de outflows (Feigelson &

Montmerle 1999).

A formacao e a evolucao de estrelas de baixa massa em geral e discutida em termos

dos processos gravitacional e hidrodinamico. O nucleo de uma nuvem molecular colapsa,

a protoestrela emerge no centro, enquanto o material com alto momento angular forma

Secao 1.3. Estrelas jovens de baixa massa 27

um disco de acrecao circum-estelar e outflows. A estrela se torna visıvel, contraindo quase

estaticamente ao longo das trilhas de Hayashi na fase T Tauri ate a idade zero da sequencia

principal (ZAMS).

Acredita-se que o campo magnetico tem o papel principal na regulagem do colapso

atraves de uma difusao ambipolar e na transferencia do movimento orbital do disco para

os outflows colimados. O material neutro deve ser acoplado ao campo magnetico por meio

da interacao de raios cosmicos galacticos de baixa energia com o gas molecular.

Estudos empıricos de YSOs feitos nas decadas de 80 e 90 fornecem amplas evidencias

de radiacao de partıculas com energia de keV e MeV produzidas dentro de sistemas T Tauri

e protoestrelas. As propriedades da emissao de raios X desses objetos sao bem conhecidas

(Feigelson & Montmerle 1999, Imanishi et al. 2001a, Feigelson et al. 2002a) e podem ser

resumidas em:

• As luminosidades em raios X (LX) variam entre 1028 a 1028 erg/s. E a razao entre

as luminosidades em raios X e bolometrica sao LX/Lbol ∼ 10−4.

• O mecanismo de emissao e o Bremsstralhung, sendo produzido a partir de plasmas

com TX a 10 keV dominantes nos espectros em raios X. Linhas de emissao de especies

altamente ionizadas estao claramente presentes em espectros de alta qualidade.

• Possuem atividade de flaring onipresentes numa escala de tempo de minutos ou dias,

tipicamente da ordem de algumas horas, com fluxos com amplitudes pico/quiescencia

superiores a 100.

• A extincao destes objetos pode abranger intervalos de absorcao de raios X mole,

desde valores negligenciaveis ate muito altos, que e o caso de objetos embebidos

como protoestrelas, para as quais a densidade colunar pode ser de NH ∼ 1023 cm−2,

correspondendo a uma extincao visual de AV ∼ 100.

Alem dos flares em raios X, uma emissao radio nao termica confirma a existencia de

eletrons com energia da ordem de MeV (acelerados nos flares), radiando por mecanismo

girosıncroton, baseado em variabilidade do tipo flare, e ou sobre uma polarizacao signifi-

cativa. Em contraste, a emissao da radiacao termica e atribuıda ao material ionizado, ou

por ventos fortes no caso de estrelas T Tauri ou por jatos quentes, no caso de protoestrelas

(Feigelson & Montmerle 1999).


Figura 1.3: Propriedades de objetos estelares jovens e classes evolutivas. (Feigelson & Montmerle (1999),

adaptado de Carkner (1998).

A Fig. 1.3 resume as principais fases de evolucao e as propriedades observacionais de

YSOs desde muito jovens (∼104 anos), - protoestrelas dominadas pelo envoltorio “Classe

0”, ate estrelas mais evoluıdas (106 – 107 anos) - T Tauri de linhas fracas (WTT) “Classe

III”(i. e., sem disco). As estrelas T Tauri sao, em geral, opticamente visıveis, visto que a

protoestrelas sao profundamente embebidas em sua nuvem parental, a fase evolutiva dos

YSOs, de um modo geral, sao classificadas por sua distribuicao espectral no infravermelho

milimetrico (Lada 1987, Andre & Montmerle 1994), conforme descrito a seguir:

Classe O: sao protoestrelas jovens com envoltorio massivo frio (∼ 30 K), que colap-

sam em direcao a regiao central. Um outflow colimado e um disco com rotacao rapida

sao formados dentro do envoltorio que tem dimensoes entre 103 e 104 UA. A idade destes

objetos sao de ∼ 104 anos.

Classe I: tambem sao protoestrelas na qual maior parte do material do envoltorio foi

acretado ao disco ou a estrela, o disco tem extensao de apenas algumas centenas de UA. A

atividade de outflows ainda esta presente, mas com angulo de abertura maior e a taxa de

perda de massa e menor do que no estagio anterior (Bomtemps et al. 1996). Este objetos

tem idades de ∼ 105 anos.

Secao 1.3. Estrelas jovens de baixa massa 29

Classe II: e a designacao para estrelas T Tauri Classicas (CTT). A maior parte da sua

fenomenologia complexa pode ser modelada com uma estrela interagindo com o disco de

acrecao circum-estelar. Os membros mais jovens desta classe possuem outflows e todas elas

tem ventos fortes com taxa de perda de massa da ordem de 10−7 M⊙/ano e velocidade de

rotacao ∼ 200 km/s. Modelos atuais sao baseados na acrecao confinada magneticamente a

partir de uma magnetosfera estendendo-se ao raio de co-rotacao (Fig. 1.4). Quando estas

fontes nao sao obscurecidas, elas podem estar presentes no diagrama HR e comparadas

com trilhas evolutivas teoricas. As idades destes objetos, em geral, variam entre 0,5 a 3

Myr, embora algumas estrelas com caracterısticas de Classe II apresentam idades ate 20

Myr.

Classe III: tambem conhecidas como estrelas T Tauri de linhas fracas (WTT), tem

distribuicao espectral de energia (SED) semelhante a de um corpo negro, ou seja, pos-

suem discos de acrecao pequenos ou inexistentes (Wolk & Watth 1996). Muitas estrelas

WTT ocupam a mesma regiao no diagrama HR que as CTT, embora algumas estejam

aproximadamente sobre a ZAMS.

Para idades superiores a 20 ou 30 Myr, todas as interacoes do disco circum-estelar

desapareceram e a estrela entra no regime pos-T Tauri. Estes objetos nao aparecem nas

amostras de YSOs (Herbig 1978) e foram descobertas por meio dos surveys em raios X. Elas

sao distinguidas por sua localizacao sobre a ZAMS e pelas abundancias de lıtio fotosferico.

Acredita-se que campos magneticos sao necessarios para explicar, e talvez, seja o

responsavel pela ejecao de material, do disco e/ou da estrela central em crescimento (e.g.,

Konigl & Pudritz 2000). A Fig. 1.4. ilustra diversas configuracoes magneticas estrela-

disco.

Centenas de fontes fracas em raios X sao encontradas em regioes de formacao estelar

proximas (e.g. Montmerle et al. 1983, Strom & Strom 1994, Gagne et al. 1995, Preibisch et

al. 1996). A maioria destas fontes em raios X esta associada a estrelas Classe III ou WTT,

mas sao tratadas aqui as T Tauri como um todo (CTT e WTT) por que propriedades em

raios X demostram uma dependencia pequena ou inexistente com interacoes com o disco.

Propriedades das CTT em raios X sao similares, se nao identicas, as das WTTs, sua

faixa de luminosidade varia de 1028,5 a 1030,5 erg/s nas bandas de raios X moles, e elas nao

estao correlacionadas nem com a luminosidade Hα nem com excesso infravermelho. Sua

funcao de luminosidade as vezes aparece ligeiramente diminuıda quando comparada com


Figura 1.4: Varias configuracoes magneticas entre a estrela e o disco obtidos na literatura: Shu et al.

(1997) superior a esquerda; Hirose et al. (1997) superior a direita; Hartmann (2000) inferior a esquerda;

Ferreira et al. (2000) inferior a direita. (adaptado de Montmerle et al. 2002).

aquelas das estrelas WTT, mas a diferenca pode ser atribuıda a estrelas WTT com baixa

luminosidade em raios X que nao foram identificadas.

Monitoramentos mostram que maior parte das estrelas TTauri em raios X variam em

uma escala de tempo de dias ou mais e, em um dado momento, em 5 ou 10% das estrelas

observa-se um flare de alta amplitude com escala de tempo de horas. O espectro em raiox

X mostra plasmas com temperaturas multiplas e sao frequentemente modelados com uma

componente mole com TX ∼ 2 – 5 MK e uma componente dura com TX ∼ 15 – 30 MK,

embora emissao fraca e altas temperaturas possam estar presentes (Preibish 1997a).

A maioria das emissoes em raios X de CTT variam em um fator de 2 a 10 em uma

escala de tempo de meses (Montmerle et al. 1983, Walter & Kuhi 1984), e elas podem

ocasionalmente exibir flares rapidos. Um exemplo de flares e visto em LHa92, e chega a

atingir 5 x 1032 erg/s em um tempo de escala de 1 hora. A temperatura do plasma em

raios X subiu de 15MK para 40 MK durante a quiescencia em um pico durante este evento

(Preibisch et al. 1993). Um flare com uma curva de luz similar, mas um pico mais modesto

LX ∼ 2 x 1030 erg/s foi visto em DD Tau (Strom & Strom 1994). A fonte profundamente

embebida SVS 16 na regiao de formacao estelar NGC 1333, que e provavelmente uma

estrela CTT analoga: sua emissao em raios X e constante em um nıvel em torno de 2 x

Secao 1.4. Identificacao e Caracterizacao de aglomerados estelares abertos 31

1032 erg/s, que e muito maior que o nıvel de quiescencia da outra estrela T Tauri (Preibisch

1998).

Mais detalhes sobre a fısica envolvida na emissao de raios X em estrelas jovens sao

apresentadas no Apendice C.

1.4 Identificacao e Caracterizacao de aglomerados estelares abertos

Aglomerados jovens sao considerados unidades basicas de formacao de estrelas e seu

estudo pode abordar diretamente uma serie de problemas astrofısicos fundamentais como

a formacao e evolucao de aglomerados abertos, e problemas mais gerais como a origem e

evolucao inicial das estrelas e sistemas planetarios. Uma fracao significativa de estrelas

forma-se em aglomerados.

A quantidade desse tipo de objeto presente na Galaxia e surpreendentemente alta

(Lada & Lada 2003). No entanto, a maioria desses aglomerados pode perder seu equilıbrio

dinamico se dissolvendo. Esse tipo de fenomeno ocorre em menos de 20 milhoes de anos,

de forma que os seus primeiros anos de vida sao decisivos para sua evolucao (Pfalzner

2009). Um estudo sistematico e a comparacao entre aglomerados jovens com diferentes

caracterısticas podem trazer informacoes interessantes a respeito das fases de evolucao

durante a pre-sequencia principal e dos processos de formacao estelar nas regioes estudadas.

Com o intuito de entender melhor a formacao de aglomerados estelares e verificar

as diferencas e semelhancas relacionadas com os estagios evolutivos destes objetos, Santos-

Silva & Gregorio-Hetem (2012) realizaram um estudo comparativo entre 21 aglomerados

com diferentes idades.

Neste estudo foram determinados os parametros estruturais e fundamentais, por

meio de dados do catalogo 2MASS, utilizando mapas de densidade estelar superficial, perfis

radiais de densidade, diagramas cor-cor e cor-magnitude, e histogramas de distribuicao de

massas e idades.

Os membros dos aglomerados foram selecionados de acordo com a probabilidade de

pertinencia, baseada na comparacao estatıstica com o movimento proprio dos aglomerados.

Membros adicionais foram selecionados com base no procedimento de descontaminacao

adotado para distinguir estrelas de campo encontradas na direcao dos aglomerados.

Foram obtidas as distribuicoes de massa e idade por meio da comparacao de modelos


pre-sequencia principal com a posicao dos membros dos aglomerados no diagrama cor-

magnitude. A idade da amostra e de ∼ 5 Myr, foram encontradas idades entre 4 e 10 Myr

para 57% dos objetos, e menos que 4 Myr para 43% da amostra. Os baixos valores de

E(B-V) indicam que amostra nao sofre alta extincao (AV < 1mag), o que significa que eles

sao mais parecidos com grupos estelares do que aglomerados embebidos.

Ao comparar esses objetos, os Santos-Silva & Gregorio-Hetem (2012) concluıram

que todos os 21 aglomerados estudados sao bastante similares, provavelmente devido ao

criterio utilizado para seleciona-los, restringindo o tamanho, distancia e idade.

Acredita-se que por essa razao, nao houve uma variacao no numero de membros, raio

e massa desses aglomerados. No entanto, a distribuicao desses objetos no plano Galactico

causa diferencas no ambiente destes aglomerados.

Ao comparar essa amostra com outros aglomerados jovens (Lada & Lada 2003 e

Carpenter 2000), as mesmas tendencias foram observadas, mas apresentam maiores raios

e menores densidades volumetricas. Isso significa que ambas apresentam uma distribuicao

de membros menos concentrada que deve estar relacionada a dispersao espacial esperada

para aglomerados mais velhos.

Os aglomerados estudados por Santos-Silva & Gregorio-Hetem (2012) se encontram

numa faixa intermediaria, entre os aglomerados embebidos e os expostos estudados por

Pfalzner (2011). Verificou-se que os aglomerados massivos de Pfalzner estao distribuıdos

em dois grupos; aqueles com maiores tamanhos, menores massa e idades intermediarias (4

– 10 Myr) seguindo as mesmas tendencias que os aglomerados embebidos de Lada & Lada

(2003), bem como a amostra estudadas pelos autores e os aglomerados mais jovens (< 4

Myr), e com maiores massas estudados por Pfalzner (2011) com tamanhos menores e mas-

sas mais altas, aparecendo fora das correlacoes apresentadas, como Lynga 14 (Santos-Silva

& Gregorio-Hetem, 2012) e SH 2-106 (Lada & Lada, 2003). Como proposto por Adams

et al (2006), a diferenca entre estes aglomerados pode ser interpretada como condicao de

formacao estelar.

Esse trabalho foi realizado durante o mestrado e diversas tecnicas foram aprimoradas

durante o doutorado, embora nao esteja diretamente relacionado ao estudo de raios X, ele

sera de grande importancia no futuro proximo, para a continuidade do presente estudo. O

artigo com detalhes sobre esse estudo esta apresentado no Apendice E.

A estrutura dessa tese esta dividida na seguinte forma. O Capıtulo 2 trata da escolha

Secao 1.4. Identificacao e Caracterizacao de aglomerados estelares abertos 33

dos alvos escolhidos para esse trabalho, bem como um historico das observacoes do satelite

XMM e a reducao dos dados. No Capıtulo 3 sao apresentadas as analises realizadas com

base nos dados em raios X. O Capıtulo 4 e dedicao a analise complementar realizada

por meio dos dados no infravermelho proximo. Finalmente, o Capıtulo 5 apresenta a

discussao dos resultados e o Capıtulo 6 resume as principais conclusoes e perspectivas de

continuidade.


Capıtulo 2

Selecao e identificacao da amostra

Os alvos desse trabalho sao objetos localizados na regiao de formacao estelar Canis

Major R1 (CMa R1), escolhida por apresentar caracterısticas peculiares. Embora esteja um

pouco distante (∼ 1kpc), esta regiao aparenta conter uma mistura de aglomerados jovens

de diferentes idades, contrariando a hipotese de formacao estelar sequencial. Detalhes

sobre a motivacao pela escolha de CMa R1, bem como as observacoes feitas com o satelite

XMM-Newton para este trabalho estao descritos neste capıtulo.

2.1 Busca de alvos em CMa R1

A regiao de CMa R1 contem uma nebulosa de reflexao em forma de arco na qual

aglomerados estelares muito jovens, com idades inferiores a 5 x 106 anos estao associados.

Com base nos dados em raios X dessa regiao, Gregorio-Hetem et al. (2009), descobriram

nas proximidades da estrela GU CMa, que fica no lado oeste da borda da nebulosa campo

W (Fig. 2.2), um grupo estelar mais velho (> 107 anos). Esse grupo poderia ser resultado

de um episodio de formacao estelar anterior ao que ocorreu para gerar os aglomerados

jovens associados a nebulosa de reflexao, como por exemplo aqueles que se encontram nas

vizinhancas da estrela Z CMa.

Esses resultados motivaram nosso grupo a propor novas observacoes em raios X,

mais sensıveis que as do ROSAT, obtidas anteriormente em CMa R1. Observacoes com

o satelite XMM-Newton foram realizadas em 2010 e 2011, para investigar a natureza dos

objetos que se encontram na regiao denominada por nosso grupo como ‘ınter-aglomerados”,

ou seja, cobrindo a area localizada entre os grupos de GU CMa e Z CMa, com o objetivo

de melhor entender o cenario de formacao estelar nessa regiao.

36 Capıtulo 2. Selecao e identificacao da amostra

2.1.1 Formacao Estelar Sequencial em CMaR1?

Elmegreen & Lada (1977) sugeriram que a formacao estelar propaga-se no interior

de nuvens moleculares, em sucessivas geracoes de associacoes OB, por meio de pressao

exercida por ventos e explosoes de supernovas (SN) das estrelas massivas, como em Orion

(Blaauw 1964). Atualmente este cenario e reproduzido por simulacoes numericas hidro-

dinamicas que incluem explosoes de SN, porem nao consideram ventos estelares (e.g., Joung

& MacLow 2006, Hennebelle et al. 2007). Em escalas galacticas, esses modelos nao repro-

duzem a formacao estelar em si, mas a producao de nuvens moleculares pelo mecanismo de

“fluxos turbulentos convergentes”. Uma versao em menor escala desse mecanismo, onde a

formacao estelar ocorre nas nuvens moleculares geradas nas regioes entre cavidades criadas

por SN foi apresentada por Hartmann et al. (2001).

Estrelas de baixa massa, presentes nessas cavidades, seriam resultado do episodio

anterior de formacao estelar. Um exemplo desse cenario e ilustrado no complexo de aglo-

merados que formam a associacao OB Scorpius-Centaurus: “Upper Scorpius” (idade ∼ 5 x

106 anos), “Upper Centaurus-Lupus” (idade ∼ 17 x 106 anos), e “Lower Centaurus-Crux”

(idade ∼ 16 x 106 anos) (Preibisch & Zinnecker 2007). Entretanto, dada sua alta latitude

galactica, e por ser tao evoluıda, o material molecular dessa regiao essencialmente desapa-

receu. Acredita-se que o complexo de nuvens moleculares em CMa R1 (d ∼ 1 kpc), por

ser mais jovem, pode representar um melhor exemplo da formacao estelar sequencial.

2.1.2 Mistura de aglomerados jovens de diferentes idades

Gracas ao grande campo do satelite ROSAT, Gregorio-Hetem et al. (2009) verifica-

ram a presenca de um aglomerado associado a estrela GU CMa, mais velho que os aglome-

rados conhecidos na regiao. O fato intrigante deste resultado e que GU CMa encontra-se

no sentido oposto ao do que se acreditava ser o sentido de propagacao de formacao estelar,

na direcao da nebulosa em forma de arco. Essa nebulosa, de origem nao clara, contem

varios aglomerados jovens ( ∼ 1 - 5 x 106 anos), como aqueles nas proximidades de Z CMa,

por exemplo. A Fig.2.1 mostra a distribuicao espacial das estrelas identificadas por meio

das observacoes ROSAT, com caracterısticas tıpicas de estrelas jovens de diferentes idades,

de acordo com o resultado combinado de dados em outras faixas espectrais, como optico e

infravermelho. Comparando com a distribuicao de material denso, indicada pelo mapa de

Secao 2.2. Observacoes em raios X 37

Figura 2.1: Distribuicao espacial das estrelas jovens identificadas com base nos dados RO-

SAT, comparadas com: (esquerda) a distribuicao espacial de poeira na regiao de CMa obtida

do mapa de nuvens densas (Dobashi et al. 2005); (direita) mapas: 13CO (Kim et al. 2004)

indicado pelas regioes em cinza e 12CO (May et al. 1988) pelos contornos em linhas cheias.

Os sımbolos mostram as diferencas de idades: triangulos indicam as mais jovens (< 5 x 106

anos), quadrados para 5 - 10 x 106 anos, e cırculos para as mais velhas (> 10 x 106 anos) -

adaptado de Gregorio-Hetem et al. (2009) .

Dobashi et al. (2005) da area contendo as nuvens da regiao Canis Major, verifica-se que o

aglomerado de GU CMa encontra-se em uma especie de cavidade, onde a concentracao de

material interestelar diminui sensivelmente com relacao a quantidade de poeira associada

ao aglomerado proximo a Z CMa, por exemplo. O mesmo pode ser notado quando se

comparam os aglomerados com mapas de CO disponıveis para essa regiao, como feito por

Gregorio-Hetem et al. (2009).

2.2 Observacoes em raios X

Em 2010 e 2011 foram observados quatro campos (cada um com 30 minutos de arco

de diametro, com alguma sobreposicao) com o satelite XMM-Newton. Esses campos estao

localizados: nas proximidades da estrela Z CMa – Campo E; nas vizinhancas da estrela

GU CMa – Campo W; e entre ambos – Campos C e S (Fig. 2.2).

As coordenadas centrais de cada campo sao apresentadas na Tabela 2.1. Essas

observacoes foram realizadas usando as cameras EPIC (MOS1, MOS2 e PN) em modo full


Figura 2.2: Imagem optica (DSS-R) de CMaR1 sobreposta por contornos de 12CO (Mizuno

& Fukui, 2004). Os campos observados por XMM-Newton correspondem aos cırculos pretos

C, E, W e S que representam os campos central, leste, oeste e sul respectivamente. Os

cırculos vermelhos sao as fontes em raios-X. E os quadrados amarelos representam os campos

nos quais Fernandes (2014) grupo realizou espectroscopia optica.

frame com o filtro medio. Os campos C, W e S tiveram tempo de exposicao de cerca de

30ks, enquanto o campo E teve exposicao de aproximadamente 40ks.

Essas observacoes foram analisadas com o programa Scientific Analysis System (SAS

versao 11.0.0.)1 do XMM-Newton. A reducao dos dados foi feita, para cada campo

separadamente, usando os pacotes padroes deste programa.

As listas de eventos calibradas e concatenadas foram obtidas pelas tarefas EPPROC

e EMPROC aplicadas aos dados brutos provenientes das cameras PN e MOS, respectiva-

1 http://xmm.esa.int/sas/

Secao 2.2. Observacoes em raios X 39

Tabela 2.1 - Resumo das observacoes feitas de CMa R1 com o satelite XMM-Newton.

Nome do campo ID Obs. α (J2000) δ (J2000) Exp. (ks)(a) GTI(ks) (b) ST (c) N (d)

(h m s) (o ’ ”) PN - MOS PN - MOS

CMa clusters Center 0654880101 07 02 58.4 -11 27 24.0 32 30 - 32 2010-10-25T13:26:50 84

CMa clusters E 0654880201 07 04 18.3 -11 34 44,7 42 32 - 35 2011-04-11T10:10:28 187

CMa clusters W 0654880301 07 01 23.0 -11 19 56,6 32 28 - 32 2011-03-29T20:36:56 79

CMa clusters S 0654880401 07 02 29.5 -11 47 12,4 32 28 - 32 2011-03-21T16:45:31 37

(a) Tempo de exposicao nominal; (b) Tempo efetivo de exposicao; (c) Data e horario inicial das observacoes EPIC/MOS, as

observacoes EPIC/PN comecam cerca de 14 minutos depois para o campo C e 22 minutos para os outros tres campos; (d)

Numero de fontes detectadas.

mente. Os campos E, W e S foram afetados por alta emissao X proveniente do fundo de

ceu, principalmente nas observacoes feitas com a camera PN, reduzindo o tempo efetivo

de exposicao.

Com o intuito de maximizar a deteccao de fontes fracas, melhorando a razao sinal-

ruıdo, por meio da remocao dos intervalos de alta emissao de fundo de ceu, devida a

atividade solar, por exemplo, foi adotado o procedimento padrao para verificar os bons

intervalos de tempo de exposicao (GTIs - Good Time Intervals) de cada campo.

A rotina do programa SAS2 utilizada para remover os intervalos de tempo em que

ocorre alta emissao de fundo de ceu cria uma curva de luz (variacao da taxa de contagens

ao longo do tempo) durante toda a observacao, sobre todo o campo. Em seguida, com a

ferramenta TABGTIGEN, selecionam-se apenas os intervalos de tempo que possuem taxas

de contagens inferiores a 1,0cts/s e 0,3cts/s para as cameras PN e MOS respectivamente,

definindo-se assim os GTIs. Esses valores limites de taxas de contagens foram escolhidos

apos uma inspecao visual das curvas de luz obtidas a partir dos dados brutos. Por fim, e

criada um lista de eventos limpa, ou seja, obtendo apenas as informacoes contidas durante

o GTI.

As Figs. 2.3 e 2.4 mostram as curvas de luz dos dados brutos (a esquerda) e dos

dados apos a remocao os intervalos de tempo em ocorreram alta emissao de fundo do ceu

(a direita) para as observacoes realizadas nos quatro campos (C, E, W e S) e em todos os

detectores.

Para ilustrar a importancia deste procedimento a Fig. 2.5 mostra uma imagem

gerada a partir das listas de eventos obtidas com a camera PN do campo E: antes (a

2 http://xmm.esac.esa.int/sas/current/documentation/threads/EPIC filterbackground.shtml


Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.5

1

1.5

2C_bruto_PNC_bruto_PN

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.5

1

1.5

2C_limpo_PNC_limpo_PN

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30 35 40 45

rate

(ct

s/s)

0

2

4

6

8

10E_bruto_PNE_bruto_PN

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30 35 40 45

rate

(ct

s/s)

0

0.5

1

1.5

2E_limpo_PNE_limpo_PN

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

1

2

3

4W_bruto_PNW_bruto_PN

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.5

1

1.5

2W_limpo_PNW_limpo_PN

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

1

2

3

4S_bruto_PNS_bruto_PN

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.5

1

1.5

2S_limpo_PNS_limpo_PN

Figura 2.3: Curvas de Luz das observacoes feitas com a camera PN: dos dados brutos (a esquerda) e

dados livres de contaminacao de fundo de ceu (a direita) dos campos C, E, W e S, de cima para baixo. A

linha tracejada mostra a taxa de contagens limite utilizada para realizar a escolha dos GTIs (1,0 cts/s).

esquerda) e depois da filtragem (a direita).

Os GTIs das observacoes, que se referem aos tempos efetivos de exposicao, nas

cameras PN, MOS1 e MOS2 estao apresentados na Tabela 2.1.

Nas subsecoes a seguir estao descritos os procedimentos para criar imagens, detectar

fontes e obter os parametros em raios X utilizando os dados filtrados.

2.3 Imagens e deteccao das fontes

As imagens em raios X foram criadas a partir das listas de eventos limpas utilizando

a ferramenta de selecao EVSELECT, que tambem leva em conta o GTI e o intervalo

de energia em que a imagem deve ser gerada. Para cada uma das 3 cameras EPIC foram

Secao 2.3. Imagens e deteccao das fontes 41

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1C_bruto_MOS1C_bruto_MOS1

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1C_limpo_MOS1C_limpo_MOS1

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30 35 40

rate

(ct

s/s)

0

0.5

1

1.5

2E_bruto_MOS1E_bruto_MOS1

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30 35

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1E_limpo_MOS1E_limpo_MOS1

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1W_bruto_MOS1W_bruto_MOS1

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1W_limpo_MOS1W_limpo_MOS1

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1S_bruto_MOS1S_bruto_MOS1

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1S_limpo_MOS1S_limpo_MOS1

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1C_bruto_MOS2C_bruto_MOS2

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1C_limpo_MOS2C_limpo_MOS2

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30 35 40

rate

(ct

s/s)

0

0.5

1

1.5

2E_bruto_MOS2E_bruto_MOS2

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30 35

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1E_limpo_MOS2E_limpo_MOS2

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1W_bruto_MOS2W_bruto_MOS2

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1W_limpo_MOS2W_limpo_MOS2

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1S_bruto_MOS2S_bruto_MOS2

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1S_limpo_MOS2S_limpo_MOS2

Figura 2.4: Curvas de Luz das observacoes feitas com as cameras MOS1 e MOS2: dos dados brutos (a

esquerda) e dados livres de contaminacao de fundo de ceu (a direita). A taxa de contagens limite (0,3

cts/s) utilizada para a escolha dos GTIs das cameras MOS1 e MOS2 e indicada pela linha tracejada.


Figura 2.5: Imagens do campo E obtidas pela camera PN gerada: antes (a esquerda) e depois (a direita)

da escolha dos GTIs.

criadas quatro imagens: uma para cada banda de energia: soft - SB = 0,5 - 1,0keV, medium

- MB = 1,0 - 2,0keV e hard - HB = 2,0 - 7,3keV e para todo o intervalo de energia de

0,5keV a 7,3keV. Estas bandas foram definidas por Barrado et al. (2011) e adotadas no

presente trabalho para deteccao das fontes por corresponder a faixa de energia ideal para a

deteccao das estrelas jovens, de acordo com outros trabalhos semelhantes (Lopez-Santiago

et al. 2008, 2010; Pillitteri et al. 2013). Na Fig. 2.6 estao apresentadas as imagens feitas

neste intervalo de energia, para cada campo e para cada camera.

A deteccao das fontes foi realizada com as cameras PN, MOS1 e MOS2 em duas

etapas: individualmente e em conjunto, combinando-as em um mosaico. Nos dois casos,

a deteccao foi feita utilizando as listas de eventos limpas e as imagens geradas nas tres

bandas de energia definidas acima.

Na primeira etapa, foi feita a deteccao das fontes3, utilizando os detectores em sepa-

rado, por meio da tarefa EDETECT CHAIN4. Essa tarefa basicamente cria um mapa de

exposicao, aplica uma mascara nas regioes sub-expostas (com tempo de exposicao inferior

a 0,25 vezes a exposicao maxima) e realiza uma primeira deteccao de fontes levando em

conta uma determinacao local do fundo de ceu em torno de cada fonte. Em seguida, essas

fontes sao removidas e e criado um mapa do fundo de ceu. Apos esta etapa, a deteccao

3 http://xmm.esac.esa.int/sas/current/documentation/threads/src find thread.shtml4 http://xmm.esac.esa.int/sas/current/documentation/threads/src find thread stepbystep.shtml


Figura 2.6: Imagens dos quatro campos obtidas com as cameras PN (a esquerda), MOS1 (centro) e

MOS2 (a direita) geradas a partir das listas de eventos limpas no intervalo de energia adotada no presente

trabalho (0.5 - 7.3keV).


das fontes e refeita levando em conta esse mapa do fundo de ceu. Por fim, os parametros

de cada fonte detectada, como a probabilidade de deteccao (ML), a taxa de contagens e a

razao de dureza (HR) sao determinados por ajuste de maxima verossimilhanca.

Por este metodo foram detectadas 340 fontes com a camera PN, 170 com MOS1 e

211 com MOS2.

A fim de testar o nıvel de deteccao nas bandas mais moles, nesta etapa tambem

foram adotadas as bandas determinadas por Hasinger et al. (2001): SH = 0,2 - 0,5keV,

MH = 0,5 - 2,0keV e HH = 2,0 - 4,5keV, apenas para os dados PN. Nessas bandas foram

detectadas apenas 316 fontes X, o que confirma que este intervalo de energia nao e suficiente

para a completeza da amostra.

Na segunda etapa, a deteccao das fontes foi feita por metodo de mosaico5 onde as

informacoes das tres cameras PN, MOS1 e MOS2 sao combinadas.

Inicialmente, a tarefa EMOSAIC PREP foi utilizada para separar os arquivos de

eventos e construir a estrutura de arquivos necessaria para o proximo passo do procedi-

mento. Em seguida, a tarefa EMOSAICPROC foi utilizada tendo como parametros de

entrada as bandas nas quais se deseja realizar a deteccao das fontes (nesse caso: SB, MB e

HB). Essa tarefa gera as imagens combinadas das cameras PN, MOS1 e MOS2, utilizando

a ferramenta EMOSAIC, e em seguida realiza a deteccao das fontes de forma semelhante

a EDETECT CHAIN (utilizada para deteccao de fontes para uma unica camera) levando

em conta os dados combinados a partir de diferentes observacoes e/ou instrumentos, me-

lhorando a verossimilhanca das fontes e possibilitando a deteccao de fontes mais fracas.

Pelo metodo de mosaico foram detectadas 351 fontes. No entanto, esse procedimento

leva em conta apenas as fontes reveladas pelos tres instrumentos simultaneamente, ou seja,

quando a fonte e observada por apenas uma ou duas cameras ela nao e considerada por

esse metodo, de forma que, os objetos fora do campo de visao, ou no espacos entre os

CCDs, de pelo menos uma das cameras sao descartados.

Com intuito de obter uma lista mais completa possıvel de fontes em raios X, foram

adicionadas, a lista de objetos obtida por metodo de mosaico, as fontes detectadas apenas

pela analise individual das cameras. Para ambos os casos foram selecionadas as fontes com

ML>15, valor padrao fornecido pelo SAS.

Como as analises foram feitas para cada campo separadamente, nos casos em que

5 http://xmm.esac.esa.int/sas/current/documentation/threads/src find thread overlap stepbystep.shtml


a mesma fonte foi detectada em dois campos, visto que ha uma sobreposicao entre eles,

foram consideradas as informacoes da deteccao que apresentou maior razao sinal-ruıdo.

Ao todo foram detectadas 387 fontes, sendo que, 197 estao no campo E, 84 no

campo C, 37 no campo S e 79 no campo W. 351 destas fontes foram detectadas utilizando

o metodo de mosaico e 36 foram detectadas por uma ou duas cameras EPIC separada-

mente. O catalogo final de fontes em raios X de CMaR1, contendo as coordenadas (J2000),

probabilidade de deteccao da fonte (ML), taxa de contagens e razao de dureza na bandas

de B2011 e H2001 esta no Apendice A1.

A Fig. 2.7 e resultado das imagens combinadas nas tres bandas de energia (S, M

e H), criada a partir das imagens em mosaico das cameras PN+MOS. Para a construcao

desta imagem tambem foi utilizada a ferramenta EMOSAIC.

Figura 2.7: Mosaico das imagens do satelite XMM-Newton com as cameras EPIC PN, MOS 1 e MOS

2 para os campos E, C, S e W de CMaR1 combinadas em tres diferentes bandas de energia. Os filtros

vermelho, verde e azul representam as bandas mole (S) - 0.5-1.0keV, media (M) - 1.0-2.0keV e dura (H) -

2.0-7.3keV respectivamente.


2.4 Contrapartidas Infravermelhas

A busca pelas contrapartidas no infravermelho proximo foi feita utilizando dados

do survey 2MASS - Cutri et al. (2003). Em um primeiro momento, foram consideradas

candidatas a contrapartida infravermelha todos os objetos que estavam a uma distancia

inferior a 10 segundos de arco da fonte X. Esse valor, adotado por Lopez & Santiago (2008),

leva em conta a PSF (Point Spread Function - 80% dela esta contida em um cırculo com

diametro de 15 segundos de arco) e a precisao astrometrica das cameras EPIC.

Nessa busca foram encontradas 523 candidatas a contrapartidas 2MASS para 343

fontes X, apenas 44 delas nao possuem objetos 2MASS associados. A maioria das fontes

apresenta apenas um objeto associado a elas, no entanto, em alguns casos foram encontra-

das ate 5 candidatas infravermelhas para uma mesma fonte.

A distribuicao do numero de fontes XMM pela quantidade de contrapartidas infraver-

melhas para cada campo e o total, estao apresentados na Tabela 2.2.

Tabela 2.2 - Levantamento de possıveis contrapartidas infravermelhas das fontes X.

0 1 2 3 4 5 C/2MASS

E 8 91 61 21 5 1 179

C 12 51 17 2 1 1 72

S 6 25 4 2 - - 31

W 18 41 18 2 - - 61

Todos 44 208 100 27 6 2 343

Numero de fontes detectadas com 0, 1, 2, 3 4 e 5 contrapartidas e o numero total de fontes com contrapartidas (C/2MASS)

em cada um dos campos: central (C), leste (E), oeste (W), sul (S) e total.

Posteriormente, foi realizado um refinamento desta amostra atraves de uma inspecao

visual feita no programa DS98. Foram descartadas as candidatas que nao estavam sobre

uma fonte ou que estavam a uma distancia superior a 5 segundos de arco. Neste procedi-

mento foram descartadas 94 fontes. Um exemplo de como foi feito esse refinamento, para

a fonte c005, mostrando uma boa candidata a contrapartida infravermelha e outra que

foi descartada esta apresentada na Fig. 2.8, este e um caso em que a segunda candidata

estava a uma distancia superior a 5 segundos de arco do centro da fonte X.

8 http://ds9.si.edu/site/Home.html

Secao 2.4. Contrapartidas Infravermelhas 47

Figura 2.8: Exemplo de como foi feito o refinamento da amostra das contrapartidas infra-

vermelha (2MASS): as candidatas que provavelmente pertencem a fonte sao representadas

pelos cırculos pretos e a que deve pertencer ao campo, ou seja, foi descartada e representada

cırculo vermelho.

De acordo com Lopez-Santiago et al. (2008), 5 segundos de arco e o valor encontrado

tipicamente como uma boa estimativa do raio efetivo das fontes (com ∼ 90% de confianca)

para posicoes nao corrigidas (e.g. Watson et al. 2003).

A confirmacao se as candidatas sao de fato as contrapartidas infravermelhas das

fontes X foi feita por meio dos diagramas cor-magnitude conforme apresentado no Capıtulo

4.

Os produtos obtidos diretamente das observacoes em raios X e suas contrapartidas

no infravermelho foram utilizados para as analises das fontes e, consequentemente, a iden-

tificacao dos possıveis objetos estelares jovens na regiao, conforme descrito nos proximos

capıtulos.


Capıtulo 3

Analises em raios X

O principal produto das observacoes em raios X e comumente chamado de “evento”,

que carrega tres tipos de informacao: espacial (astrometria), posicao em que ele ocorre

no detector e sua origem no plano do ceu; temporal, que informa o momento em que

o evento foi detectado pelo satelite (que deve ser corrigido para o baricentro do sistema

solar em analises temporais) e de energia, que esta relacionada com a taxa de contagens

de incidencia de fotons em uma dada banda de energia. A partir destas tres informacoes

e possıvel determinar: posicao da fonte, a curva de luz, a razao de dureza, e por fim, o

espectro, que corresponde as propriedades espectrais globais.

Neste capıtulo e apresentada a metodologia adotada para extrair as informacoes dos

dados XMM e as analises em raios X realizadas para identificar a populacao estelar jovem

em CMa R1, iniciando pelo estudo dos diagramas de razao de dureza, das curvas de luz,

espectros e por fim, a determinacao da luminosidade em raios X da amostra. Para isso

foram utilizados apenas os dados obtidos com a camera PN, visto que ela e cerca de 10

vezes mais sensıvel que as demais. Tais diferencas estao ilustradas nas Figs. 2.3 e 2.4.

3.1 Diagrama de razao de dureza - HRD

Um dos parametros que o SAS fornece quando e feita a deteccao das fontes, descrita

no capıtulo anterior, e a razao de dureza, que representa a razao de contagens entre bandas

diferentes, calculada pelas equacoes:

HR1 =CM − CS

CM + CS

e HR2 =CH − CM

CH + CM

(3.1)

onde HR (Hardness Ratio) e a razao de dureza, e CS, CM e CH sao respectivamente a

50 Capıtulo 3. Analises em raios X

taxa de contagens nas bandas mole, media e dura.

Nesse trabalho foram utilizadas HRs calculadas para dois grupos distintos de bandas

de energias, sugeridas por Barrado et al. (2011) variando entre 0,5 e 7,3keV: SB = 0,5 –

1,0keV, MB = 1,0 – 2,0keV e HB = 2,0 – 7,3keV; e por Hasinger et al. (2001) variando

entre 0,2 e 4,5keV: SH = 0,2 – 0,5keV, MH = 0,5 – 2,0keV e HH = 2,0 – 4,5keV. Em posse

dessas HRs foram construıdos diagramas de razao de dureza (HRD) como os das Figs. 3.1

e 3.2, considerando apenas as HRs com incertezas inferiores a 0,3 (e.g., Gomez-Moran et

al. 2013). Em cada uma dessas figuras estao apresentadas as HRs obtidas para todas as

fontes analisadas nos campos E, C, S e W.

Os HRDs podem ser utilizados para identificar estrelas jovens, pois, de acordo com

Montmerle et al. (2000), estes objetos apresentam uma emissao X mais forte na regiao mole

do espectro (ate 2 keV). Em outros tipos de objetos, como: estrelas compactas evoluıdas

ou AGNs, a emissao X e predominantemente mais dura. No entanto, a emissao X das

bandas mais moles e mais afetada pela extincao do meio interestelar.

Por essa razao, a exemplo do que e visto em Collinder 69, estudado por Barrado et

al. (2011), e esperado que os objetos estelares jovens de CMa R1 estejam concentrados

na parte superior esquerda dos diagramas, onde a emissao das bandas moles (inferiores a

1keV – SB e SH) sofrem mais os efeitos da extincao que as bandas medias (MB e MH),

resultando em valores maiores de HR1. E os valores menores de HR2 sao esperados pois,

a emissao das bandas duras (HB e HH) deve ser menor que das bandas medias.

No entanto, essa analise e muito subjetiva, pois nao ha um limite bem definido se-

parando estrelas jovens dos objetos do campo. Na tentativa de avaliar a regiao preferencial

das estrelas jovens nos HRDs, foram simuladas, usando o programa XSPEC9, duas grades

de razao de dureza, para cada grupo de bandas de energia, uma utilizando o modelo de

plasma termico (APEC) e outro de lei de potencia. A fim de levar em conta os efeitos de

absorcao do meio interestelar e/ou circum-estelar ambos os modelos foram combinados a

um modelo de absorcao fotoeletrica (PHABS).

E importante ter em mente que o modelo termico e utilizado para repoduzir o plasma

da cromosfera estelar, portanto, e esperado que a emissao dos objetos jovens seja melhor

representada por este modelo (e.g., Barrado et al. 2011 e Lopes-Santiago et al. 2008,

2010). Por outro lado, o modelo de lei de potencia e utilizado para modelar a emissao dos

9 http://heasarc.nasa.gov/xanadu/xspec/

Secao 3.1. Diagrama de razao de dureza - HRD 51

([1-2] & [2-7.3])2HR-1 -0.5 0 0.5 1

([0

.5-1

] &

[1

-2])

1H

R

-1

-0.5

0

0.5

1

B2011

CEWSColl. 69

B2011

Figura 3.1: Diagrama de razao de dureza baseado no trabalho de Barrado et al. (2011): dos

quatro campos de CMa R1 comparados com os objetos jovens de Collinder 69 (cırculos cheios),

estudado por estes autores. A grade simulada com modelos termico APEC e representada

pelas curvas vermelhas, as linhas pontilhadas sao as simulacoes feitas com mesmo valor de

log T que variam de 6,0 a 8,5 da esquerda para a direita. As linhas de mesmo valor de log NH

sao as linhas cheias que variam de 20 a 23 – debaixo para cima. A grade de lei de potencia e

representada pelas curvas pretas, nas quais as linhas (tracejadas) de mesmo valor de τ variam

de 0 a 4 – da direita para a esquerda – e as linhas cheias (log NH constante) variam da mesma

forma que na grade APEC.


([0.5-2] & [2-4.5])2HR-1 -0.5 0 0.5 1

([0

.2-0

.5]

& [

0.5

-2])

1H

R

-1

-0.5

0

0.5

1

H2001

C

E

W

S

H2001

Figura 3.2: Diagrama de razao de dureza baseado no trabalho de Hasinger et al. (2001):dos

quatro campos de CMa R1. A grade simulada com modelos termico APEC e representada

pelas curvas vermelhas, as linhas pontilhadas sao as simulacoes feitas com mesmo valor de

log T que variam de 6,0 a 8,5 da esquerda para a direita. As linhas de mesmo valor de log NH

sao as linhas cheias que variam de 20 a 23 – debaixo para cima. A grade de lei de potencia e

representada pelas curvas pretas, nas quais as linhas (tracejadas) de mesmo valor de τ variam

de 0 a 4 – da direita para a esquerda – e as linhas cheias (log NH constante) variam da mesma

forma que na grade APEC. Nao ha dados disponıveis na literatura para comparacao nesses

diagramas.


objetos compactos evoluıdos ou extragalacticos, como AGNs por exemplo (e.g., Hasinger

et al. 2001).

Para a grade do modelo termico foram variados os valores de densidade colunar de

hidrogenio (NH) e a temperatura de plasma (T) de forma que log NH variou entre 20 e 23

e log T entre 6,0 (0,08 keV) e 8,5 (28 keV), ambos ao passo de 0,5 dex.

O intervalo de temperatura foi escolhido de forma a cobrir uma maior area dentro

dos HRDs. Valores de log T inferiores a 6,0, tendem a HR2 = -1, e o limite superior (log T

= 8,5) e o maximo valor aceito pelo modelo APEC. A abundancia (Z) foi estabelecida como

parametro fixo, adotando-se Z = 0,2 Z⊙. Esse valor foi escolhido por ser compatıvel com

a maioria dos valores de abundancia obtidos atraves dos ajustes de modelos aos espectros

das fontes mais brilhantes, apresentados na Sec. 3.3 (ver Tabela 3.5), esse valor tambem e

compatıvel com valores encontrados na literatura, como em Lopez-Santiago et al. (2008 e

2010).

Para o modelo de lei de potencia, o valor de NH variou da mesma forma que para o

APEC e os ındices de lei de potencia (τ) simulados foram 0, 1, 2 e 3. Esses valores foram

os mesmos utilizados Hasinger et al. (2001).

As grades construıdas utilizando os modelos termico e de lei de potencia estao

representadas pelas curvas vermelhas e pretas, respectivamente, nas Figs. 3.1 e 3.2.

Dentre as 387 fontes detectadas, cerca de 340 tem dados disponıveis provenien-

tes da camera PN. No entanto, apenas 231 fontes nas bandas B2011 e 304 nas bandas

H2001, tiveram HR1 e HR2 determinados com incertezas inferiores a 0,3. Alem disso, 25

e 120 objetos, respectivamente nao tiveram contagens determinadas em uma das bandas,

aparecendo nas bordas dos diagramas, de forma que apenas 206 fontes que puderam ser

analisadas no HRD B2011 e 184 em H2001. Um resumo da distribuicao de fontes com

relacao as grades dos modelos e apresentado nas Tabelas 3.1 e 3.2.

Nesses diagramas verificou-se que 196 e 179 fontes estao dentro das grades termicas

e/ou das de lei de potencia dos HRDs B2011 e H2001 respectivamente. Com o intuito de

estudar detalhadamente cada campo (E, C, S e W) foram construıdos HRDs individuais

apresentados nas Figs. 3.3 e 3.4.

A distribuicao das fontes dentro dos dois tipos de HRDs (B2011 e H2001), para

cada campo, esta apresentada na Fig. 3.5.

Nos HRDs B2011 cerca de 65% da amostra esta dentro apenas das grades de modelo


([1-2] & [2-7.3])2HR-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0 0.2 0.4 0.6

([0

.5-1

] &

[1

-2])

1H

R

-0.8

-0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

B2011

E

Collinder 69

B2011

([1-2] & [2-7.3])2HR-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0 0.2 0.4 0.6

([0

.5-1

] &

[1

-2])

1H

R

-0.8

-0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

B2011

C

Collinder 69

B2011

([1-2] & [2-7.3])2HR-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0 0.2 0.4 0.6

([0

.5-1

] &

[1

-2])

1H

R

-0.8

-0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

B2011

S

Collinder 69

B2011

([1-2] & [2-7.3])2HR-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0 0.2 0.4 0.6

([0

.5-1

] &

[1

-2])

1H

R

-0.8

-0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

B2011

W

Collinder 69

B2011

Figura 3.3: Diagramas de razao de dureza (B2011) das fontes dos campos E, C, S e W baseados no

trabalho de Barrado et al. (2011), as curvas vermelhas e pretas representam as grades simuladas com os

modelos termico (APEC) e de lei de potencia (PWL) respectivamente.


([0.5-2] & [2-4.5])2HR-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0

([0

.2-0

.5]

& [

0.5

-2])

1H

R

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

H2001

E

H2001

([0.5-2] & [2-4.5])2HR-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0

([0

.2-0

.5]

& [

0.5

-2])

1H

R

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

H2001

C

H2001

-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0

([0

.2-0

.5]

& [

0.5

-2])

1H

R

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

H2001

S

H2001

([0.5-2] & [2-4.5])2HR-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0

([0

.2-0

.5]

& [

0.5

-2])

1H

R

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

H2001

W

H2001

Figura 3.4: Diagramas de razao de dureza (H2001) baseados no trabalho de Hasinger (2001), semelhante

a Fig.3.3.


Tabela 3.1 - Distribuicao das fontes nos diagramas de razao de dureza B2011, nos campos C, E, W e S.

Field Totala OUTb APECc PWLd APEC & PWLe

E 118 6 77 7 28

C 45 1 32 0 12

S 12 0 5 1 6

W 31 3 19 1 8

Total 206 10 133 9 54

(a) Numero total de fontes consideradas. (b) Fontes fora das grades; (c) Fontes exclusivamente no interior das grades do

modelo termico (APEC); (d) Do modelo de lei de potencia (PWL); (e) De ambos os modelos APEC e PWL;

Tabela 3.2 - Distribuicao das fontes nos diagramas de razao de dureza H2001, nos campos C, E, W e S.

Field Totala OUTb APECc PWLd APEC & PWLe

E 111 4 84 6 17

C 30 1 21 0 8

S 13 1 8 0 4

W 30 0 24 2 4

Total 184 6 137 8 33

(a) Numero total de fontes consideradas. (b) Fontes fora das grades; (c) Fontes exclusivamente no interior das grades do

modelo termico (APEC); (d) Do modelo de lei de potencia (PWL); (e) De ambos os modelos APEC e PWL;

termico, 4% apenas das de lei de potencia, 26% dentro de ambas e 5% fora das grades.

Ja nos HRDs H2001 a porcentagem de fontes apenas dentro das grades APEC e maior,

cerca de 75%, enquanto 4% nas PWL, 18% em ambas e 3% fora das grades. As fontes nas

bordas dos diagramas nao foram consideradas nas analises.

Em ambos os tipos de HRDs, todos os campos apresentam esse mesmo comporta-

mento: um numero maior de fontes somente dentro das grades do modelo APEC, seguido

de uma quantidade menor de objetos no interior da regiao de interseccao dos dois modelos

e menos de 10% de fontes apenas dentro do modelo de lei de potencia ou fora das grades,

exceto pelo campo S, no qual todas as fontes estao dentro das grades, que apresenta uma

porcentagem maior de objetos na intersecao dos dois modelos do que apenas no APEC, no

diagrama B2011.

O fato da porcentagem de objetos no interior apenas das grades APEC ser maior

nos HRDs H2001 e menor quando se trata das fontes na interseccao das grades, em todos

os campos – principalmente no campo S, pode indicar que esse tipo de diagrama e mais


Figura 3.5: Histograma da distribuicao das fontes X dentro dos diagramas de razao de dureza inspirados

nos trabalhos: B2011 (superior) e H2001 (inferior).


eficiente que o HRD B2011 para separar os objetos compatıveis com o modelo APEC dos

de lei de potencia.

No entanto, e importante ter em mente que o numero de objetos analisados em cada

um dos tipos de diagramas e diferente e o numero de fontes dentro das grades de um ou

outro modelo tambem, pois os dois HRDs abrangem regioes diferentes do espectro. Alem

disso, em alguns casos a fonte so pode ser analisada em apenas um dos tipos de diagramas.

Com intuito de maximizar os resultados, e quanto possıvel confirma-los, as analises

feitas para os dois tipos de diagramas (B2011 e H2001) foram combinadas. De forma

que quando um objeto se encontra na regiao onde havia as duas grades, ou fora delas em

um diagrama e e possıvel distinguir em qual grade (APEC ou PWL) ele esta no outro

diagrama, entao esta fonte e considerada estar dentro desta grade.

Foram definidas fontes candidatas a pertencerem a CMa R1 aquelas com alta pro-

babilidade de serem de origem estelar, ou seja, aquelas que se encontram exclusivamente

dentro da grade de modelo termico em pelo menos um dos tipos de diagramas (B2011 e

H2001). Raciocınio semelhante foi adotado para classificar as fontes que podem ter outro

tipo de origem, ou seja, candidatas a objetos de campo, considerando as grades de modelo

de lei de potencia ao inves das APEC. Nao foi possıvel classificar as fontes: presentes na

regiao de intersecao das duas grades, nos dois tipos de diagramas; fora delas; nos casos de

incompatibilidade no qual a fonte esta na grade APEC em um diagrama e na grade PWL

em outro (fontes e116 e e137); e quando estao nas bordas dos diagramas. Essas fontes

foram consideradas de natureza indefinida.

O numero de fontes candidatas a pertencer a CMa R1 e ao campo estao apresentadas

na Tabela 3.3, junto com as indefinidas e dentre essas estao destacadas as fontes que se

encontram na regiao de intersecao das duas grades.

Outras informacoes provenientes das observacoes em raios X, como curva de luz e es-

pectro, tambem foram utilizadas para confirmar a natureza das fontes estudadas, conforme

descrito a seguir.

3.2 Preparacao para a extracao das curvas de luz e dos espectros

De forma diferente da determinacao da razao de dureza, que e obtida de forma

automatica durante o processo de deteccao das fontes, tanto para a extracao das curvas

Secao 3.3. Curvas de luz 59

Tabela 3.3 - Numero de fontes candidatas a objetos jovens baseado nos diagramas de razao de dureza.

Field CMaR1a Otherb INDEF.c APEC and PWLd

E 103 7 80 21

C 40 - 33 11

S 9 1 22 5

W 31 3 41 7

Total 183 11 193 44

(a) Numero de fontes candidatas a objetos jovens pertencentes a CMa R1; (b) Fontes candidatas a objetos do campo; (c)

Fontes sem classificacao; (d) Fontes indefinidas que se encontram dentro das grades dos dois modelos APEC e PWL nos dois

diagramas.

de luz quanto dos espectros e necessario identificar as coordenadas (x e y) por inspecao

visual da posicao e a area ocupada pela fonte na imagem.

Antes de realizar a extracao das curvas de luz e dos espectros a identificacao da

posicao foi realizada por meio do programa DS9, utilizando a lista de coordenadas equa-

toriais resultantes do procedimento de deteccao das fontes para localiza-las na imagem.

Em seguida, ao redor de cada posicao, determinou-se um cırculo de tamanho su-

ficiente para englobar totalmente a area ocupada pela fonte. Feito isso, escolheu-se nas

proximidades do objeto selecionado uma regiao de fundo de ceu, com area igual a da fonte,

que nao coincidisse com espacos entre os CCDs e nao sofresse contaminacao de uma outra

fonte. Um exemplo de como isso e feito e mostrado na Fig. 3.6.

3.3 Curvas de luz

Por meio das curvas de luz e possıvel identificar variacoes na emissao de raios X

da fonte. Essa variabilidade e uma propriedade caracterıstica de estrelas magneticamente

ativas, como objetos do tipo solar e estrelas pre-sequencia principal do tipo T Tauri (Feigel-

son & Montmerle 1999; Favatta & Micela 2003; Gudel 2004). O tempo de duracao destes

eventos podem compreender perıodos de minutos ate anos de acordo com o fenomeno que

da origem a eles.

As observacoes feitas com o XMM para esse trabalho permitem a deteccao de eventos

do tipo flare, que normalmente possuem curta (< 30 min) e media (algumas horas) duracao

e envolvem uma grande liberacao de energia (1032 a 1035 erg/s Seltzer et al. 2007). Em

estrelas jovens, particularmente as T Tauri, esses exemplos aparecem com diferentes perfis


Figura 3.6: Exemplo de como e feita a escolha da regiao da fonte (c002) e do fundo de ceu

(c002 back) utilizadas para a extracao das curvas de luz e dos espectros.

(e.g., Favata et al. 2005, Wolk et al. 2005, Franciosini et al. 2007).

A extracao das curvas de luz foi feita para as 340 fontes detectadas com a camera

PN. Para isso foram criadas rotinas seguindo o roteiro padrao do SAS10 de extracao de

curvas de luz para cada fonte. Esse roteiro e bastante simples, na qual sao extraıdas duas

curvas de luz: uma da fonte+fundo de ceu e outra apenas do fundo de ceu e a primeira e

subtraıda pela segunda. Apos a subtracao de fundo de ceu, resta apenas uma curva de luz

corrigida dos efeitos de borda, pıxeis ruins, variacoes na PSF e eficiencia quantica.

Escolheu-se extrair as curvas de luz na mesma faixa de energia utilizada para a

deteccao das fontes, entre 0,5 e 7,3 keV, com o tempo dividido em intervalos de 1000s.

Testes feitos com divisoes menores no tempo (500s) resultaram em uma curva de luz com

baixa taxa de contagens, e nos casos onde utilizou-se divisoes de 1500s houve perda na

resolucao temporal.

As curvas de luz sao semelhantes as ilustradas na Fig. 3.7. Essa figura exemplifica

dois tipos de curva de luz: de uma fonte que apresentou um flare durante as observacoes e

uma outra sem nenhuma variacao evidenciada na emissao de raios X. As linhas vermelhas

representam os limites dos nıveis de emissao caracterıstica, alta e muito alta definidas por

Wolk et al. (2005).

10 http://xmm.esac.esa.int/sas/current/documentation/threads/timing.shtml


Tim e (s )0 5 10 15 20 25 30 35

rate

(ct

s/s)

0

0.05

0.1

0.15

e003e003

Tim e (s )0 5 10 15 20 25 30 35

rate

(ct

s/s)

0

0.01

0.02

0.03

0.04e006e006

Figura 3.7: Curvas de luz ilustrando: a fonte e003 com flare (topo) e a fonte e006 sem flare

(base). As linhas vermelhas delimitam os nıveis de emissoes: caracterıstica (linha cheia), alta

(pontilhada) e muito alta (ponto-tracejada) definidas por Wolk et al. (2005).


Estes limites sao diferentes para cada fonte e levam em conta a taxa de contagens

e a sua incerteza em cada intervalo de energia. A exemplo do que e feito em Stelzer et

al. (2007), a emissao caracterıstica (Cch) e encontrada no intervalo de tempo cujas taxas

de contagens sao menores. Cch e dada pelo o valor medio das taxas de contagem nesse

intervalo de tempo e sua incerteza (σch) e dada pelo desvio padrao dessas medidas. Para

cada fonte foi considerado um intervalo de tempo diferente (apresentado na Tabela 3.4).

O alto nıvel de emissao e aquele cuja a taxa de contagem (Ci) em um intervalo de

tempo (i) se encontra entre 2,5 + Cchar + 1,5σch > Ci > 1,2+ Cchar + 1,5σch e o nıvel

muito alto de emissao e tal que Ci > 2,5 + Cchar + 1,5σch.

Em uma primeira analise, todas as fontes que nao possuıram taxas de contagens

que atingiram, pelo menos, o nıvel alto de emissao foram desconsideradas como candidatas

de apresentar flares.

3.3.1 Identificacao de Flares

Para refinar a selecao de candidatas a possuırem flares foi realizada uma inspecao

visual buscando curvas de luz que apresentassem um comportamento diferenciado como o

exemplo mostrado na Fig. 3.8. Desta forma, selecionadas 32 fontes.

Para identificar as variacoes do tipo flare essas curvas de luz foram submetidas a

uma rotina que inicialmente calcula a taxa de emissao caracterıstica (Cch) da fonte. Em

seguida e calculado o resıduo dado pela distancia, em termos da incerteza, entre as taxas

Tim e (s )0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.01

0.02

e012e012

Figura 3.8: Curvas de luz ilustrando uma emissao com variacao, mas que nao houve flare.


de contagens (Ci) e a emissao caracterıstica: res = Ci−Cch

σi, onde σi e o seu erro.

Foram considerados flares os conjuntos de dois ou mais pontos (taxas de conta-

gens em um intervalo mınimo de 2ks) consecutivos acima da emissao caracterıstica e que

apresentaram res > 3.

Apos esta etapa foram confirmadas duas fontes - e001 e e003 - com flares muito

bem definidos cujo resıduos sao superiores a 10 (Fig. 3.9) e mais 6 fontes - c003, c007,

e010, e016, e060 e s003 - que apresentam flares menores, com resıduos um pouco acima de

3 (Fig. 3.10). Os resıduos estao apresentados na parte inferior de cada curva de luz.

A fonte e041 (Fig. 3.11 – superior) apresenta um declınio na curva de luz semelhante

ao comportamento da fonte e003 (Fig. 3.9 – inferior), o que leva a crer que este objeto

possivelmente teve um flare um pouco antes do inıcio das observacoes feitas pelo XMM.

Fenomeno semelhante, mas com intensidade menor tambem e encontrado na fonte c006

(Fig. 3.11 – inferior). No caso dessas fontes os resultados indicam um flare parcial.

Embora as fontes c003, e010 e e016 apresentem resıduos superiores a 3 em suas

curvas de luz, as taxas de contagens com esses resıduos se encontram em um intervalo de

tempo onde ocorre muito ruıdo, dificultando a interpretacao do fenomeno como um flare.

Por essa razao, esses fenomenos foram classificados como candidatos a flares.

Para confirmar a detecao de flares acima descrita, foi adotada a definicao proposta

por Stelzer et al. (2007), que a exemplo de Wolk et al. (2005) faz uso da analise da

amplitude (Ai) das taxas de contagens e de sua derivada (∆i) dadas por:

Ai =Ci − 2σi

Cch + 2σch

(3.2)

∆i+1 =(Ci+1 − Ci)/Ci

MIN [ti+1, ti][s−1] (3.3)

Neste caso e considerada a ocorrencia de um flare quando Ai > 1,5 em um ou mais

segmentos consecutivos de tempo (i); e o maximo da derivada nesses segmentos e superior

ao limite ∆i > 5 × 10−5. O tempo de duracao de cada fenomeno, a emissao caracterıstica

(Cch), o resıduo maximo, a amplitude (Af ), o maximo da derivada (∆f ) e sua classificacao

– candidatos, confirmados e flares parciais – estao apresentados na Tabela 3.4.

Por meio das curvas de luz verificou-se que aproximadamente 9,5% (32/340) das

fontes revelaram uma emissao X anomala. Quase 1/3 (10/32) delas apresentaram carac-


0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.1

0.2e001

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

res

-10

-5

0

5

10

0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.1

0.2e003

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

res

-10

-5

0

5

10

Figura 3.9: Curvas de luz com flares bem definidos: superior - e001 e inferior - e003.


0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.02

0.04e010

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

res

-10

-5

0

5

10

0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.02

0.04e016

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

res

-10

-5

0

5

10

0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.01

0.02

0.03e060

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

res

-10

-5

0

5

10

0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.01

0.02

0.03c003

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

res

-10

-5

0

5

10

0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.02

0.04c007

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

res

-10

-5

0

5

10

0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.01

0.02

0.03s003

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

res

-10

-5

0

5

10

Figura 3.10: Curvas de luz de fontes que apresentaram flares: superiores - c003 e c007 -, meio - e010 e

e016 - e inferiores - e060 e s003.


0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.01

0.02

0.03e041

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

res

-10

-5

0

5

10

0 5 10 15 20 25 30

rate

(ct

s/s)

0

0.01

0.02

0.03c006

Tim e (ks )0 5 10 15 20 25 30

res

-10

-5

0

5

10

Figura 3.11: Curvas de luz de fontes com flares parciais: superior – e041 e inferior – c006.


Tabela 3.4 - Fontes com flares.

Fonte t (h)(a) Cch(cts/s)(b) res.(c) A

(d)f ∆f (s

−1)(e) Flare

e001 6,1 0,025 ± 0,006 10,7 4,19 0,04 Confirmado

e003 3,1 0,009 ± 0,003 10,9 6,66 0,20 Confirmado

e010 1,4 0,016 ± 0,005 3,1 0,89 0,02 Candidato

e016 4,4 0,007 ± 0,003 3,7 1,26 0,03 Candidato

e041 6,1 0,004 ± 0,002 3,4 1,34 0,00 Parcial

e060 1,9 0,004 ± 0,002 3,0 1,61 0,04 Confirmado

c003 1,4 0,007 ± 0,002 3,4 1,25 0,02 Candidato

c006 1,7 0,005 ± 0,002 3,2 1,03 0,00 Parcial

c007 2,5 0,003 ± 0,002 4,1 2,58 0,05 Confirmado

s003 1,1 0,004 ± 0,002 3,3 1,75 0,35 Confirmado

(a) Perıodo de duracao dos flares; (b) Taxa de contagens caracterıstica; (e) Resıduo maximo da curva de luz; (d) Amplitude

dos flares; (e) Derivada maxima dos flares;

terısticas de um fenomeno candidato a flare, nas quais apenas 5 delas tiveram um flare

confirmado.

As 10 fontes presentes na Tabela 3.4 sao compatıveis com modelos APEC nos

diagramas de razao de dureza, confirmando a natureza jovem destes objetos. No entanto,

as fontes c003 e c007 tambem sao compatıveis com modelos de lei de potencia e nada pode

ser concluıdo sobre a natureza destas fontes na etapa anterior do trabalho. A exemplo do

que ocorre nas outras 8 fontes, a presenca de um flare nessas fontes pode ser considerado

como um indicativo da juventude delas.

Alem disso, as fontes e003, e016 e e060 tambem tiveram sua natureza jovem confir-

mada pela espectroscopia optica realizada por Fernandes (2014) que classificou o primeiro

objeto como estrela TTauri de linhas fracas (WTTS) e os outros dois como estrelas pre-

sequencia principal de massa intermediaria.

Por fim, destaca-se que os campos E, C e S possuem fontes com flares e nos campos

C e E tambem sao encontrados possıveis flares. Com isso, verificou-se que apenas o campo

W nao apresenta fontes com este fenomeno, o que pode ser um indicativo da escassez de

objetos tao jovens.


3.4 Espectros

Um outro produto das observacoes em raios X utilizado para verificar a natureza

jovem das fontes detectadas pelo XMM foi o espectro.

Sabe-se que estrelas de baixa massa em regioes de formacao estelar produzem forte

emissao em raios X proveniente da atividade do plasma (quente) coronal destes objetos

(Feigelson & Montmerle 1999; Gagne et al. 2004; Preibisch et al. 2005) ou por choques

durante o processo de acrescao em objetos como estelas T Tauri, que geram um plasma

quente que emite raios X muito moles (e.g. Sacco et al. 2008; Brickhouse et al. 2010).

Por essa razao, como mencionado na Sec. 3.1 e esperado que o espectro em raios X de

objetos estelares jovens seja bem descrito por modelos de plasmas termicos que reproduzam

esta emissao.

Por meio dos dados fornecidos pela camera PN foram extraıdos espectros de baixa

resolucao das fontes mais brilhantes seguindo os roteiros padroes do SAS11. As fontes com

fraca emissao em raios X, apresentam baixa taxa de contagens de fotons inviabilizando a

extracao do espectro de boa qualidade.

A rotina para a obtencao dos espectros e um pouco diferente daquela aplicada a

extracao das curvas de luz, pois possui alguns passos a mais. Alem de extrair os espectros,

da fonte+fundo de ceu e apenas do fundo de ceu, e feito o calculo da area na qual estas

contagens sao obtidas (cırculos pretos na Fig. 3.6) e sao criados dois arquivos auxiliares

RMF (Redistribution Matrix File) e ARF (Ancillary Response File). Esses arquivos sao

necessarios para reagrupamento do espectro, ou seja sua binagem12, e sao requeridos pelo

programa XSPEC para a realizacao nas analises espectrais.

O calculo das areas de emissao da fonte e do plano de fundo e feito para localizar

os pıxeis ruins dentro delas, essa localizacao e fornecida pela lista de eventos.

O RMF e o arquivo que contem a matriz de redistribuicao que descreve a resposta

do detector como uma funcao da energia e do PI13.

O ARF contem um vetor com as areas das fontes nas quais foram obtidas as con-

tagens para uma quantidade de intervalos de energia. Neste arquivo tambem sao armaze-

nadas as informacoes sobre a area efetiva, o filtro de transmissao e a curva de eficiencia

11 http://xmm.esac.esa.int/sas/current/documentation/threads/PN spectrum thread.shtml12 Binagem e o agrupamento dos canais de energia.13 PI (Pulse Interactive) sao canais “binados”e corrigidos do ganho e do coeficiente de expansao termica.

Secao 3.4. Espectros 69

quantica do detector.

Por fim, os arquivos de saıda (RMF e ARF) e o espectro de fundo de ceu sao

vinculados ao arquivo de entrada da fonte (arquivo contendo o espectro da fonte+fundo de

ceu) e re-binados. Neste trabalho foi utilizada uma binagem com no mınimo 10 contagens,

subtraıdas do fundo de ceu, para cada canal espectral. Os espectros com binagens com

um mınimo de contagens superior a este valor apresentaram menos canais de energia,

dificultando em alguns casos o ajuste espectral. Por outro lado, valores menores que o

mınimo adotado levam a um numero maior de canais no espectro, porem com contagens

muito baixas, diminuindo a razao sinal-ruıdo.

Os espectros foram construıdos adotando-se o intervalo padrao de energia sugerido

pelo SAS de 0,2 a 10 keV, a fim de ter um espectro mais completo possıvel. No entanto,

durante as analises, foi considerado apenas o intervalo de energia cuja emissao e superior

a do fundo de ceu. A Fig. 3.12 mostra como exemplo a fonte e002, para a qual a emissao

do fundo de ceu e superior a emissao da fonte em energias inferiores a 0,3 keV e superiores

a 7,0 keV.

Como a regiao de formacao estelar CMaR1 esta a uma distancia de aproximada-

mente 1kpc, e o tempo de exposicao foi (∼ 30 ks), foi possıvel obter espectros para apenas

54 fontes.

Esses espectros foram analisados por meio do programa XSPEC versao 12.7.1, no

qual utilizam-se os pacotes de modelos: plasma termico Astrophysical Plasma Emission

Code (APEC – Smith et al. 2001a) e absorcao fotoeletrica (PHABS)14.

A determinacao dos parametros: densidade colunar de hidrogenio (NH), tempera-

tura de plasma (kT), abundancia (Z) e o fluxo em raios X (FX) foi feita por meio do ajuste

dos modelos aos espectros. Para o modelo APEC foi considerada apenas uma temperatura

de plasma (kT1), pois os espectros eram de muito baixa resolucao e nao permitiram a

distincao de mais temperaturas.

Os ajustes de parametros sao feitos por metodos de mınimos quadrados de forma

que os melhores ajustes sao obtidos para valores de χ2 proximos de 1. Dentre as 54 fontes

estudadas apenas 23 tiveram bons ajustes, com 0,75 < χ2 < 1,3, e incertezas inferiores as

medidas. Os parametros encontrados para estas fontes estao apresentados na Tabela 3.5 e

14 https://heasarc.gsfc.nasa.gov/xanadu/xspec/manual/manual.html


Figura 3.12: Exemplo de como e feita a escolha da regiao do espectro a ser analisada. O

sımbolo x representa o fundo de ceu e as linhas tracejadas delimitam a regiao do espectro a

ser analisada (neste caso entre 0,3 keV e 7,0 keV).

os espectros ajustados estao presentes no Apendice D. Um exemplo de ajuste do modelo

APEC ao espectro (fonte e002) e apresentado na Fig. 3.13.

A distribuicao dos parametros NH , temperatura de plasma kT e Z esta apresentada

na figura 3.14.

As densidades colunares de hidrogenio obtidas a partir dos espectros estudados

variam entre 0,05 e 0,46 × 10−22cm−2 com um valor medio de 0,19 ± 0,09 × 10−22cm−2.

Este valor corresponde a uma extincao de AV = 0,9 ± 0,5 mag, adotando-se a relacao NH

= 2,1 × 1021 AV cm2 (e.g. Vuong et al. 2003). Este valor e compatıvel com AV = 1.0

mag, utilizado por Gregorio-Hetem et al. (2009) para esta regiao.

Os valores encontrados para temperatura do plasma (kT1) e para abundancia (Z)

sao semelhantes aos encontrados em outras regioes de formacao estelar como: σ Orionis e

η Chamaleontis (Lopez-Santiago et al. 2008, 2010) e Pipe Nebula (Forbrich et al. 2010).

As temperaturas variam entre 0,8 e 3,1 keV com um valor medio de 1,3 ± 0,5 keV, os

kTs mais altos (> 2 keV) sao de fontes que possuem os maiores flares (e001 e e003). As

Secao 3.4. Espectros 71

Tabela 3.5 - Parametros espectrais.

ID NH kT1 Z χ2(d.o.f) FX (10−14) log (LX)

(10−22cm−2) (keV) (Z⊙) (erg/cm2/s)

c001 0,37 +0,16−0,07 1,17 +0,16

−0,26 0,11 +0,11−0,06 1,17 (38) 4,8 +2,9

−1,4 30,8

c002 0,24 +0,09−0,06 1,83 +0,66

−0,54 0,34 +0,73−0,27 0,90 (33) 3,7 +2,6

−1,4 30,6

e001 0,15 +0,03−0,02 3,09 +0,80

−0,68 0,16 +0,23−0,15 1,03 (167) 53,8 +9,5

−7,5 31,8

e002 0,15 +0,06−0,04 1,86 +0,59

−0,57 0,09 +0,16−0,09 0,96 (62) 11,7 +4,6

−2,6 31,1

e003 0,18 +0,04−0,05 2,03 +1,26

−0,47 0,13 +0,38−0,11 1,01 (67) 10,9 +3,1

−3,3 31,1

e004 0,19 +0,09−0,07 1,55 +0,58

−0,45 0,09 +0,27−0,08 0,93 (47) 9,0 +5,9

−3,1 31,0

e005 0,11 +0,04−0,05 1,27 +0,44

−0,18 0,08 +0,07−0,04 1,29 (51) 5,7 +1,7

−1,8 30,8

e015 0,23 +0,10−0,06 1,18 +0,30

−0,29 0,06 +0,09−0,05 0,80 (32) 4,3 +2,9

−1,2 30,7

e017 0,29 +0,19−0,09 0,93 +0,14

−0,23 0,10 +0,11−0,06 0,94 (23) 2,7 +2,4

−1,0 30,5

e018 0,12 +0,08−0,06 1,13 +0,21

−0,23 0,07 +0,10−0,05 0,76 (26) 2,2 +1,3

−0,7 30,4

e020 0,15 +0,09−0,06 0,95 +0,25

−0,29 0,05 +0,06−0,04 0,84 (30) 2,8 +3,1

−0,9 30,5

e021 0,27 +0,13−0,11 0,71 +0,15

−0,11 0,11 +0,18−0,06 1,16(15) 2,8 +2,0

−1,4 30,5

e022 0,14 +0,05−0,08 1,14 +0,72

−0,41 0,04 +0,10−0,04 0,91 (19) 2,2 +2,6

−0,9 30,4

e023 0,11 +0,09−0,07 0,99 +0,13

−0,13 0,13 +0,15−0,08 1,03 (24) 2,8 +2,1

−1,3 30,5

e026 0,46 +0,25−0,13 1,02 +0,22

−0,17 0,09 +0,16−0,06 0,91 (30) 3,2 +1,7

−1,1 30,6

e030 0,20 +0,10−0,09 0,89 +0,16

−0,18 0,08 +0,11−0,05 1,30 (18) 2,5 +2,0

−1,2 30,5

e032 0,33 +0,22−0,15 0,80 +0,47

−0,23 0,06 +0,13−0,04 1,30 (14) 1,8 +2,0

−0,9 30,3

e036 0,12 +0,13−0,10 1,20 +0,32

−0,18 0,13 +0,30−0,10 0,85 (20) 2,4 +2,0

−1,4 30,5

e038 0,18 +0,20−0,12 1,26 +0,86

−0,49 0,07 +0,25−0,06 1,10 (13) 4,2 +5,4

−1,9 30,7

e039 0,08 +0,08−0,07 1,20 +0,20

−0,21 0,13 +0,25−0,10 0,90 (27) 2,6 +1,9

−1,3 30,5

e055 0,20 +0,13−0,09 0,93 +0,28

−0,23 0,06 +0,08−0,04 0,81 (17) 2,0 +1,8

−0,7 30,4

w001 0,05 +0,01−0,01 0,97 +0,03

−0,03 0,15 +0,03−0,02 0,96 (236) 55,1 +6,6

−5,9 31,8

w006 0,14 +0,14−0,09 1,22 +0,47

−0,42 0,12 +0,19−0,09 1,11 (13) 1,5 +1,7

−0,7 30,3

Parametros obtidos atraves do ajuste de modelo de plasma termico (APEC): Identificacao da fonte X (ID), densidade

colunar de hidrogenio (NH), Temperatura de plasma (kT), abundancia quımica (Z), qualidade do ajuste (χ2) com os graus

de liberdade (d.o.f), fluxo em raios X FX e luminosidade (log (LX)).


10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe002

10.5 2 5

−2

0

2

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

Figura 3.13: Ajuste do modelo APEC ao espectro da fonte e002.

abundancias variam entre 0,04 a 0,34 Z⊙ com valor medio de 0,11 ± 0,06 Z⊙.

Todas as fontes para as quais foi possıvel ajustar o modelo de plasma termico ao

espectro ja tinham sido consideradas objetos jovens pelas analises feitas por meio dos

HRDs. As fontes e003 e e036 foram previamente classificadas como estrelas jovens de

massa intermediaria, e022 como T Tauri Classica e as fontes e003, e015, e018, e022, e026,

e030, e032, e039 e e055 como T Tauri de linhas fracas por Fernandes (2014).

3.5 Luminosidade X

Uma forma de quantificar a energia que as fontes emitem em raios X e por meio da

luminosidade X, uma caracterıstica intrınseca, que fornece a quantidade de energia emitida

por elas, em uma unidade de tempo. A luminosidade e importante principalmente para

comparar a energia emitida por quaisquer fontes, pois e independente da distancia.

A luminosidade X, LX = 4πD2FX , foi calculada adotando a distancia D = 1kpc

(Gregorio-Hetem et al. 2009) e utilizando os fluxos em raios X das fontes.

No entanto, o fluxo FX foi determinado por meio do ajuste espectral de um modelo

termico, discutido na secao anterior, apenas para algumas fontes. Para os outros objetos a

Secao 3.5. Luminosidade X 73

)2cm22 (x 10HN0 0.05 0.1 0.15 0.2 0.25 0.3 0.35 0.4 0.45 0.5

. of o

bjec

tso

N

0

1

2

3

4

5

6

7

kT (keV)0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 3.5 4 4.5 5

. of o

bjec

tso

N

0

2

4

6

8

10

)Z (Z0 0.05 0.1 0.15 0.2 0.25 0.3 0.35 0.4 0.45 0.5

. of o

bjec

tso

N

0

2

4

6

8

10

Figura 3.14: Distribuicao dos parametros obtidos por meio de ajuste espectral: superior – densidade

colunar de hidrogenio (NH); centro – temperatura (kT); inferior – Abundancia (Z).


unica informacao, capaz de quantificar a emissao de energia e a taxa de contagens, obtida

durante o processo de deteccao das fontes (Sec. 2.3).

Desta forma, buscou-se encontrar uma relacao entre o fluxo X e a taxa de contagens

das fontes estudadas. Para isso, foram utilizadas as taxas de contagem e os fluxos, obtidos

por meio do ajuste espectral, das fontes apresentadas na Tabela 3.5, exceto e001, e003,

que apresentaram flares, e a fonte w001 que possui uma emissao peculiar.

Como pode ser visto na Fig. 3.15, a relacao entre o fluxo e a taxa de contagens

e linear. O fator de conversao de energia ECF = (1,60 ± 0,04) × 10−12 erg/cm2/cts, foi

obtido pelo ajuste de uma funcao linear, pelo metodo de mınimos quadrados.

rate (cts/s)0.01 0.02 0.03 0.04 0.05 0.06 0.07

/s)

2fl

ux (

erg/

cm

0

0.02

0.04

0.06

0.08

0.1

0.12

0.14

-1210×

Figura 3.15: Relacao entre o fluxo em raios X e taxa de contagens.

Sendo assim, o fluxo X (FX) foi calculado para as demais fontes por meio da

expressao: FX = ECF ∗ Ctot, onde Ctot e a taxa de contagens em todo o intervalo de

energia adotado para esse trabalho (0,5 - 7,3 keV).

Uma vez determinado o fluxo, a luminosidade X pode ser calculada. Para as fontes

presentes na Tabela 3.5 foram utilizados os fluxos obtidos pelo ajuste espectral.

Secao 3.5. Luminosidade X 75

/s)2 (erg/cmPIMMSflux0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7

-1210×

/s)

2fl

ux (

erg/

cm

0

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6

0.7

-1210×

Figura 3.16: Relacao entre os fluxos obtidos por meio do ajuste de alguns espectros e pelo programa

PIMMS. A linha vermelha representa a relacao x = y.

Uma outra forma utilizada por alguns autores (Barrado et al. 2010, Forbrich et al.

2010) de calcular os fluxos X e adotar o ECF calculado pelo programa PIMMS15(Portable

Mission Count Rate Simulator). Para calcular o ECF foi escolhido o modelo APEC com

parametros proximos aos valores medios obtidos por meio dos espectros, NH = 1,9 ×

10−21cm−2, kT = 1,2 keV e Z = 0,2 Z⊙. O fator de conversao encontrado por este programa

foi ECFPIMMS = 1,56, que e compatıvel com o obtido pelo metodo anterior.

A comparacao entre os fluxos obtidos utilizando os dois metodos esta apresentada

na Fig 3.16, que mostra uma muito boa correlacao entre eles.

Como os dois metodos estao em bom acordo, o primeiro foi adotado para determinar

os fluxos e as luminosidades em raios X. Para isso foram utilizadas as taxas de contagens

obtidas durante a deteccao de fontes realizada com os dados da camera PN. Ambos os

parametros estao apresentados na Tabela A1 (Apendice A).

Em posse da luminosidade em raios X das fontes presentes nos quatro campos foi

15 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/Tools/w3pimms/w3pimms.pl


Figura 3.17: Funcao Luminosidade em raios X.

possıvel construir a funcao luminosidade X [F(LX)] para cada campo e total, as quais estao

apresentadas na Fig. 3.16 e discutidas em detalhe no Capıtulo 5.

Por fim, a analise dos dados em raios X permitiu classificar a amostra de candidatas

em: 183 provaveis estrelas jovens pertencentes a CMa R1; 11 possıveis objetos com outras

origens (campo) e 193 fontes cuja a natureza permaneceu indefinida.

Para refinar essa classificacao e confirmar a natureza das candidatas foi realizada

uma analise no infravermelho, que e descrita no capıtulo a seguir.

Capıtulo 4

Analises dos Parametros Estelares

A emissao em raios X e uma poderosa ferramenta para identificar objetos estelares

jovens. No entanto, nao e suficiente para determinar parametros fundamentais como a

massa e idade destes objetos.

Em regioes de formacao de estrelas, assim como, em aglomerados estelares muito

jovens e esperada a presenca de gas e poeira remanescentes da nuvem que deram origem a

elas. Entretanto a radiacao emitida pelas estrelas nessas regioes e espalhada ou absorvida

pelo material interestelar, principalmente no optico (BVRI), cujos comprimentos de onda

sao da mesma ordem de grandeza do tamanho dos graos.

Em comprimentos de onda maiores, como infravermelho proximo, a radiacao nao e

tao afetada pela presenca da poeira. Alem disso, objetos muito jovens, que ainda estao

rodeados por um disco de gas e poeira, alem de possuırem um excesso na banda KS, emitem

mais radiacao no infravermelho, pois a emissao optica da estrela e absorvida pelos graos e

reemitida em comprimentos de onda mais longos. Devido a todas essas caracterısticas e a

completeza do catalogo 2MASS, os dados no infravermelho proximo foram escolhidos para

complementar o estudo feito em raios X.

Nesse capıtulo e apresentado o refinamento da amostra de candidatas a contra-

partidas infravermelhas das fontes X, bem como a determinacao de suas massas e idades

realizada por meio dos diagramas cor-cor e cor-magnitude utilizando dados 2MASS.

4.1 Diagramas cor-cor e cor-magnitude

A exemplo de diversos trabalhos em que se determina idades e massas de estrelas

nestes aglomerados por meio de diagramas cor-cor e cor-magnitude, nessa tese adota-se a

78 Capıtulo 4. Analises dos Parametros Estelares

metodologia utilizada por Santos-Silva & Gregorio-Hetem (2012) a qual foi desenvolvida de

acordo com a proposta de Bonatto & Bica (2009). De particular interesse para o presente

trabalho encontram-se disponıveis os resultados de Soares & Bica (2002; 2003), que com

base em dados do 2MASS determinaram as idades e distancias de quatro aglomerados

localizados na regiao de Canis Major R1: NGC 2327, BRC 27, vdB-R92 e Gy3-7, sendo

dois deles (BRC 27 e vdB-R92) coincidentes com as observacoes em raios X.

A exemplo desses trabalhos, os diagramas cor-cor e cor-magnitude foram construıdos

utilizando dados do catalogo 2MASS, com base nas cores (J-H) e (H-KS).

Nos diagramas cor-cor foram incluıdas as seguintes curvas teoricas: sequencia prin-

cipal de idade zero - ZAMS (Siess et al., 2000); gigantes (Bessel & Brett, 1988); linha que

limita o locus das estrelas T Tauri (Meyer et al., 1997) e os vetores de avermelhamento

calculados com base no trabalho de Rieke & Lebofsky (1985).

A exemplo do que foi feito em Fernandes et al. (2014) foram destacadas 3 regioes

definidas por Jose et al. (2011) – F, T e P. Na regiao T, sao encontradaos os objetos com

excesso no infravermelho proximo, ou seja, estrelas com disco (T Tauri Classicas) e na

regiao P, os objetos de classe I. Na regiao F, delimitada pelos vetores de avermelhamento

para estrelas pre-sequencia principal, e esperado encontrar tanto estrelas de campo quanto

estrelas jovens com pouco o nenhum excesso no infravermelho proximo (normalmente es-

trelas T Tauri de linhas fracas, no entanto algumas T Tauri Classicas tambem podem estar

presentes).

Para a construcao dos diagramas cor-magnitude foram utilizadas as magnitudes

absolutas: MJo = mJ − 5Log(d/10)−AJ , onde MJo e a magnitude absoluta corrigida, mJ

e a magnitude aparente, d e a distancia e AJ e a extincao na banda J. Adotou-se d = 1kpc

(Gregorio-Hetem et al., 2009) para a distancia de CMa R1. A correcao da extincao foi

efetuada utilizando a lei de avermelhamento de Cardelli et al. (1989), que fornecem as

relacoes: AJ/ AV = 0,282, AH/ AV = 0,175 e AK/ AV = 0,112. O valor de AV adotado foi

0,9 mag, que corresponde ao valor medio da densidade de hidrogenio (1,9 × 10−22cm−2),

obtida por meio do ajuste de modelo aos espectros em raios X.

Secao 4.2. Contrapartidas infravermelhas 79

4.2 Contrapartidas infravermelhas

Conforme discutido no Capıtulo 2, a maioria das contrapartidas 2MASS encontra-se

a menos que 5” do centro da fonte X. No entanto, por eventuais problemas de emissao nao

resolvida espacialmente (fontes extensas), e possıvel ocorrer a presenca de uma segunda

contrapartida em ate 10” de distancia do centro da emissao X. Buscando evitar que alguma

possıvel contrapartida 2MASS deixasse de ser considerada, no estudo dos diagramas cor-cor

e cor-magnitude foram estudadas todas fontes 2MASS encontradas em ate 10” de distancia

da posicao central da fonte X. A Tabela 4.1 apresenta a distribuicao dos objetos 2MASS

encontrados na direcao de 341 fontes X, sendo que para 46 fontes da amostra nao foram

encontradas contrapartidas infravermelha. Ao todo, foram selecionadas 520 fontes 2MASS,

que na Tabela 4.1 aparecem distribuıdas para cada campo XMM, onde sao indicados os

casos de apenas uma candidata a contrapartida da fonte X (1) ou multiplas (2 a 5).

Tabela 4.1 - Numero de fontes com contrapartidas no infravermelho proximo.

Total Xa 0 1 2 3 4 5 Field Xb Field IRc Total IRd

E 179 8 110 43 7 1 18 79 300

C 72 12 56 11 2 1 2 11 100

S 30 7 24 3 2 1 2 38

W 60 19 49 4 7 25 82

Total X 341 46 239 61 11 1 1 28 117 520

Numero de fontes X detectadas com 0, 1, 2, 3 4 e 5 contrapartidas 2MASS; (a) Numero de candidatas pertencentes ao campo;

(b) Total de fontes X com contrapartidas 2MASS apenas pertencentes ao campo; (c) Total de contrapartidas infravermelhas

pertencentes ao campo; (d) Total de contrapartidas 2MASS. Em cada um dos campos: E, C, S e W e total.

Em um primeiro momento os diagramas cor-magnitude foram utilizados para refinar

a amostra de candidatas a contrapartida infravermelha das fontes X. Supondo que as fontes

pertencentes a CMa R1 estao a uma distancia de aproximadamente 1 kpc, e esperado que as

contrapartidas 2MASS dessas fontes estejam concentradas na mesma regiao do diagrama,

preferencialmente coincidindo com as isocronas ou a direita delas, as quais apresentam

excesso no infravermelho proximo. De forma que todos os objetos a esquerda ou abaixo

da ZAMS podem ser considerados nao associados a nuvem.

Essas contrapartidas estao apresentadas nos diagramas da Fig. 4.1, nos quais 403

candidatas possivelmente associadas a CMa R1 sao representadas por triangulos e os 117


Figura 4.1: Diagramas Cor-Cor e Cor-Magnitude das candidatas a contrapartida infravermelha das fontes

X. De acordo com o criterio que indica associacao com a nuvem a amostra foi separados em dois grupos:

estrelas analisadas (triangulos) e objetos excluıdos (x). Topo: Sao incluıdas as curvas da ZAMS e das

gigantes (linhas cheias); locus das estrelas T Tauri (pontilhada); e vetores de avermelhamento (tracejadas).

Base: as curvas cheias representam as isocronas de pre sequencia principal de Siess et al. (2000) variando

de 0,2 a 20 milhoes de anos e as ZAMS. As trilhas evolutivas 7, 6, 5, 4, 3, 2, 1, 0,5, e 0,1M⊙ sao as curvas

tracejadas.


objetos encontrados abaixo e/ou a esquerda da ZAMS, considerados de campo, sao indi-

cados pelo sımbolo ”x”.

Com o intuito de garantir que fossem estudadas as contrapartidas infravermelhas

com deteccao de melhor qualidade em termos de fotometria e astrometria, na segunda etapa

do refinamento de candidatas foram selecionadas apenas estrelas com ındice de qualidade

AAA, que fornece uma razao S/R>10, incertezas inferiores a 0,1 mag e magnitudes inferi-

ores ao limite de completeza – J > 15,8, H > 15,1 e KS > 14,7 (Lee et al., 2005).O numero

de fontes que possuem contrapartidas com ındice de qualidade AAA estao apresentadas

na Tabela 4.2.

Tabela 4.2 - Numero de fontes com contrapartidas 2MASS com ındice de qualidade AAA.

1 2 3 Total Xb Total IRc

E 120 28 1 149 179

C 53 10 1 64 76

S 22 1 1 24 27

W 46 1 - 47 48

Total 241 40 3 284 332

Numero de fontes detectadas com 0, 1, 2 e 3 contrapartidas 2MASS com ındice de qualidade AAA; (b) Total de fontes com

contrapartidas 2MASS de CMa R1; (c) Total de contrapartidas 2MASS. Em cada um dos campos: E, C, S e W e total.

Excluindo-se as fontes X com contrapartidas 2MASS com baixa qualidade fo-

tometrica e os objetos considerados de campo, por se localizarem abaixo da ZAMS, foram

analisadas ao todo 284 fontes X contendo 179, 76, 27 e 46 contrapartidas infravermelhas

nos campos E, C, S e W respectivamente. Para um estudo mais detalhado de cada campo,

foram construıdos diagramas individuais, apresentados nas Figs. 4.2 e 4.3, nos quais apa-

rece indicada a classificacao previa, baseada nos diagramas de razoes de dureza da emissao

de raios X. Sao destacadas por cırculos as fontes consideradas pertencer a CMa R1 por

meio das analises apresentadas no capıtulo anterior, e com uma cruz os objetos para os

quais nao foi possıvel definir a natureza.

Nos diagramas cor-cor (Fig 4.2) verificou-se que apenas os campos E e C possuem

5 e 2 estrelas na regiao T, respectivamente. 23 contrapartidas – 22 no campo E e 1 em W

– estao na regiao P, confirmando a natureza jovem destes objetos. No entanto centenas

de objetos estao na regiao F, nas quais sao esperadas as estrelas T Tauri de linhas fracas,


Figura 4.2: Diagramas Cor-Cor: a ZAMS (Zero Age Main Sequence - Siess et al., 2000) estao representadas

pelas linhas espessas, enquanto os locus das gigantes e das estrelas T Tauri (Meyer et al,. 1997) sao

representados pelas linhas pontilhada e ponto tracejada respectivamente. Os vetores de avermelhamento

de Riecke & Lebofsky (1985) sao apresentados como linhas tracejadas. As contrapartidas infravermelhas

de fontes candidatas a objetos de CMa R1 sao representadas pelos cırculos cheios, enquanto os objetos

indefinidos sao as cruzes e provaveis objetos de campo sao os cırculos vermelhos.


Figura 4.3: Diagramas Cor-Magnitude: as curvas cheias representam as isocronas de pre sequencia

principal de Siess et al. (2000) variando de 0,2 a 20 milhoes de anos e a ZAMS. As trilhas evolutivas 7, 6,

5, 4, 3, 2, 1, 0,5, e 0,1M⊙ sao as curvas tracejadas. A curva magenta e a isocrona de sequencia principal de

3 milhoes de anos de Padova (Girard et al., 2002). As contrapartidas infravermelhas de fontes candidatas

a objetos de CMa R1 sao representadas pelos cırculos cheios, enquanto os objetos indefinidos sao as cruzes

e provaveis objetos de campo sao os cırculos vermelhos.


que tambem coincidem com a locus das gigantes, e apenas algumas fontes estao proximas

da sequencia principal.

Dentre as 284 fontes X com contrapartidas 2MASS apresentadas na Fig. 4.2, 62 delas

possuem apenas candidatas a contrapartida localizadas na regiao a direita do diagrama,

nao sendo possıvel estimar idades. Restam 222 fontes X com contrapartidas coincidentes

com as isocronas, com idades compatıveis aos membros de CMa R1. Dentre elas, 139

ja tinham sido indicadas como tendo natureza jovem, por meio dos dados em raios X,

enquanto outras 80 haviam inicialmente sido consideradas de natureza indefinida e 3 nao

pertencentes a CMa R1.

Na Fig 4.3 e possıvel observar que todos os campos possuem objetos a direita das

isocronas de Siess, principalmente os campos E e C (Figs 4.3 – superiores). Esses objetos

(62) nao foram descartados das analises pois, apesar de nao ser possıvel estimar suas

massas e idades, o fato de eles estarem a direta nos diagramas significa que eles possuem

um excesso na banda H, que pode indicar a existencia de material circum-estelar. No

entanto, para afirmar isso e necessaria uma analise mais detalhada dessas contrapartidas.

4.3 Massas e Idades

Para cada contrapartida infravermelha foi determinada a massa e a idade, por meio

de uma inspecao visual, de acordo com a sua posicao no diagrama cor-magnitude. De forma

que so puderam ter esses parametros determinados as estrelas que se encontram na regiao

interna das isocronas de Siess. A massa atribuıda para uma determinada fonte e o valor

medio do intervalo de massas (trilhas evolutivas – curvas tracejadas na Fig. 4.3) em que

ela se encontra. O mesmo foi feito para determinar as idades destes objetos, considerando

as isocronas – curvas cheias na Fig. 4.3. Para objetos localizados acima da trilha de 7 M⊙,

como e009, a massa foi determinada por meio da isocrona de Padova de 3 x 106 anos, e

essa foi a idade adotada para essas fontes.

Por exemplo, para a contrapartida da fonte e001 que se encontra entre as trilhas

evolutivas de 1 e 2 M⊙ e isocronas de 3 e 5 x 106 anos foi atribuıda uma massa de 1,5 M⊙

e a idade de 4 x 106 anos. Estes parametros estao presentes na Tabela A1 (Apendice A).

As distribuicoes das massas e das idades, para cada campo, estao apresentadas nas

Secao 4.3. Massas e Idades 85

Figs. 4.4 e 4.5 respectivamente. Essas distribuicoes destacam as candidatas a contraparti-

das das fontes indicadas como membros de CMa R1, com base nos dados em raios X (X-ray

Cand.), e aquelas que so puderam ser consideradas pertencerem a essa regiao por meio dos

dados infravermelhos (IR Cand.), ou seja, fontes de origem indefinida, pelas analises em

raios X, e que nao foram consideradas como pertencentes ao campo na secao anterior (Sec.

3.1).

Nas Figs 4.4 e 4.5 e possıvel observar que os campos E e C apresentam uma grande

quantidade (em torno de 40) de objetos a direita das isocronas de Siess (bins out e < 0, 2

x 106 anos respectivamente). No entanto, o numero de fontes com excesso K presentes na

Fig. 4.2 e menor, indicando que alguns destes objetos podem pertencer ao campo.

Em todos os campos ha uma grande concentracao de objetos com massas entre

1 e 2 M⊙ e essa quantidade decai significativamente para as massas maiores. E possıvel

notar que todos eles tambem apresentam um numero razoavel de estrelas com M < 1 M⊙,

mas apenas no campo E ha mais objetos com massas entre 0,5 e 1 M⊙ do que nos demais

intervalos de massa.

Uma possıvel explicacao para isso e o tempo de exposicao do XMM, que foi maior

para o campo E, e consequentemente, permitiu a deteccao de fontes mais fracas. Do ponto

de vista estatıstico, essa diferenca pode nao ser representativa, ja que considerando-se o

intervalo total de 1 a 2 M⊙, encontra-se no campo E cerca de 50% de objetos com massa

em torno de 1 M⊙, enquanto que nos outros campos a fracao e de 40% (campo C) ou

30% (campos S e W). O mesmo pode ter ocorrido com objetos de massas menores que

0,5 M⊙. Por outro lado, a diferenca entre os GTIs de todos os campos nao e maior que

2ks, entao essa diferenca no tempo de exposicao nao deve ser significativa para explicar a

grande quantidade de objetos com menos de 1 M⊙.

Os campos E e W possuem estrelas em todos os intervalos de massas e o campo E

tem dois objetos com mais de 7 M⊙. O campo C tambem possuı um objeto com massa

superior a esse valor, no entanto nesse campo nao sao encontradas estrelas com massas

entre 5 e 7 M⊙ e o campo S possuı apenas um objeto com massa superior a 4 M⊙.

Nos histogramas de distribuicao de idades (Fig. 4.5) e possıvel observar que no

campo E a maioria das fontes e mais jovem que 5 x 106 anos, sendo que 22,5% encontra-se

na faixa de 0,2 a 2 x 106 anos, 29% esta entre 3 e 5 x 106 anos, e cerca de 22,5% esta fora

das isocronas, provavelmente correspondendo a idades inferiores a 0,2 x 106 .


Figura 4.4: Distribuicao de massas atribuıdas as contrapartidas infravermelhas das fontes X.

Secao 4.3. Massas e Idades 87

Figura 4.5: Distribuicao das idades atribuıdas as contrapartidas infravermelhas das fontes X.


No campo C, quase que metade das contrapartidas esta fora do diagrama cor-

magnitude. Alem disso destaca-se dois picos de idades, um contendo 15% da amostra,

que possui mais de 20 x 106 anos, e outro com ∼ 10% das fontes, que apresentam idades

entre 1 e 2 x 106 anos.

O campo S apresenta uma quantidade maior de objetos com mais de 5 x 106 anos.

Um fato interessante a ser notado nesse campo e que todos objeto com idades entre 0,2 e

5 x 106 anos foram revelados pelas observacoes em raios X. Isso tambem ocorre no campo

W para a populacao com idades entre 0,2 e 1 x 106 anos.

Por fim, o campo W e o que apresenta menor porcentagem de objetos fora das

isocronas de Siess, cerca de 4% da amostra. No entanto, o numero de objetos decresce

com relacao a idade, enquanto ∼ 35% da amostra possui idades superiores a 20 x 106 anos,

apenas 6% tem idades entre 0,2 e 1 x 106 anos.

Uma discussao a cerca destes parametros e os resultados obtidos por meio das

observacoes em raios X e apresentada no Capıtulo 5.

Capıtulo 5

Discussoes

Nos Capıtulos 3 e 4 foram apresentados os resultados e analises obtidos por meio

de dados em duas bandas espectrais, raios X e infravermelho proximo. As observacoes

feitas para quatro campos na regiao de formacao estelar CMaR1, cobrindo uma parte da

nebulosa de reflexao, proxima a estrela Z CMa, o grupo de estrelas proximo a GU CMa

e os dois campos entre essas duas regioes, denominada entre-aglomerados, revelaram a

presenca de 387 fontes X.

De forma independente, tanto as analises em raios X quanto as realizadas no in-

fravermelho proximo revelaram que a maioria das fontes estudadas devem pertencer a

CMaR1. No entanto, foi a combinacao dos resultados dessas duas analises que confirmou a

natureza jovem de diversas fontes conforme descrito a seguir, seja pelo confronto do fluxo

em raios X com a magnitude na banda J (Sec. 5.1), seja pela comparacao das idades

com outros parametros (Sec. 5.2), ou pela funcao de massa (Sec. 5.3). A compilacao do

catalogo de objetos jovens pertencentes a CMaR1 e apresentada na Sec. 5.4

5.1 Fluxo X vs. Magnitude J

Um outro metodo utilizado para confirmar a natureza jovem da amostra e o uso da

relacao entre o fluxo em raios X (FX) e a magnitude aparente na banda J (mJ), adaptado

de Gregorio-Hetem et al. (2009). Estes autores verificaram, com base em dados ROSAT,

que, para CMaR1, as fontes associadas a estrelas T Tauri estavam dentro do intervalo de

confianca de 2σ da relacao logLX = 31(±0, 4) − 0, 33 MJ . Uma correlacao semelhante

tambem foi encontrada para as estrelas jovens associadas a nuvens proximas, como Cha-

maeleon e ρ Ophiuchi (Feigelson et al. 1993, Casanova et al. 1995). Acima dessa faixa de

90 Capıtulo 5. Discussoes

Figura 5.1: Fluxo em raios X (FX) v.s. magnitude na banda J (mJ ): A linha cheia representa a relacao

log(FX) = −9, 8 − 0.33mJ adaptada de GH2009 obtida usando dados ROSAT. As linhas tracejadas

representam um deslocamento de 1σ de incerteza e as linhas pontilhadas sao 2σ (σ = 0,4 dex).

tendencia e esperada a presenca de objetos compactos evoluıdos ou extragalacticos, pois

estes devem ter emissao X mais forte, enquanto no infravermelho e no optico seria espe-

rada uma emissao mais fraca que nas estrelas jovens. Por outro lado, o comportamento

contrario e esperado em estrelas do tipo Herbig Ae/Be, por essa razao elas devem estar

um pouco abaixo do limite inferior da correlacao.

No intuito de nao introduzir erros devidos a imprecisao na determinacao da extincao

visual optou-se por correlacionar diretamente os parametros fluxo e magnitude aparente.

Neste caso, os efeitos de extincao sao por coincidencia os mesmos tanto para a banda J

como a banda de 1 keV (Ryter 1996), lembrando que, como visto na Sec. 3.2, as fontes de

origem estelar tem um pico de emissao proximo a 1 keV. A relacao adaptada e dada por

log(FX) = −9, 8(±0, 4)−0, 33mJ , onde FX e dado em erg/s/cm−2 e o modulo de distancia

mJ - MJ = 10 foi adotado. A Figura 5.1 mostra esta relacao e tambem destaca as fontes

que possuem flare. Foram analisadas 300 fontes, que nao pertencem ao campo, com fluxos

em raios X determinados conforme descrito na Sec. 3.5 e com flag de qualidade AAA.

Dentre elas 277 seguem a relacao esperada para as estrelas T Tauri. As fontes com duas

ou mais contrapartidas ou que estavam muito proximas as bordas dos CCDs nao foram

considerada nesta analise.

Secao 5.1. Fluxo X vs. Magnitude J 91

As fontes X com mais de uma contrapartida devem emitir radiacao em raios X pro-

veniente de todas contrapartidas. No entanto, nao e possıvel separar a fracao da emissao

X de cada contrapartida, de forma que, ao considerar apenas uma das contrapartidas

infravermelhas, a emissao do fluxo X considerado sera sempre superior ao que cada contra-

partida emite. Por outro lado, quando as fontes estao muito proximas as bordas do CCD,

parte da emissao de raios X pode nao ser detectada, fazendo com que o fluxo em raios X

medido seja menor do que o emitido pela fonte.

Com base nesta relacao apenas 8 fontes estao acima de 2σ da relacao esperada, sendo

que 2 delas possuem flares muito bem definidos (fontes e001 e e003) e outra possui um flare

parcial (fonte e006). Esses fenomenos liberam uma grande quantidade de energia fazendo

com que o fluxo medido seja muito superior ao emitido pela fonte durante o seu perıodo de

quiescencia (sem flare). As fontes e004 e e039 possuem idades 7,5 e 0,5 Myr respectivamente

e sao compatıveis com as grades APEC nos dois tipos de diagramas de razao de dureza. No

entanto, ambas possuem curvas de luz semelhantes, com a presenca de modulacao, similar

as de algumas fontes apresentadas em Lopes-Santiago et al. (2010), indicando que essas

fontes podem ter uma ou mais contrapartidas que nao foram detectadas pelo 2MASS. Por

outro lado, as fontes s004 e w020 foram classificadas como de origem indefinida ou jovem

respectivamente, elas estao a direita das isocronas de Siess nos diagramas cor-magnitude e

nao apresentam excesso K, mas suas curvas de luz tambem apresentam um comportamento

diferenciado, semelhante ao de um flare, no caso da primeira fonte, e um flare parcial, na

segunda fonte, em menor escala do que aqueles evidenciados pelos metodos apresentados

no Capıtulo 3. Por fim a fonte e093, considerada de origem indefinida pelas analises em

raios X, tambem esta a direita das isocronas de Siess no diagrama cor-magnitude e possui

um excesso na banda K, acima do locus das estrelas T Tauri. Pelo fato dessa fonte ser

bastante fraca nao foi possıvel obter sua curva de luz e seu espectro.

Alem disso, 15 fontes possuem magnitude aparente J superior ao esperado pela

correlacao, o que indica que esses objetos podem ser do tipo Herbig Ae Be.

Dentre as fontes consideradas do campo pelos diagramas cor-magnitude apenas

as duas contrapartidas da fonte e029, e das fontes e035 e e047 se encontram na regiao

esperada para os objetos de campo, acima da correlacao acrescida de 2σ. Todas as demais

se encontram dentro da correlacao.


Figura 5.2: Distribuicao das idades das contrapartidas das fontes X para cada campo E, C, W e S.

5.2 Idades

Cerca de 222 fontes tiveram idades estimadas entre 0,2 Myr e idade Zero da

Sequencia Principal (variando de 19 a 55 Myr), conforme descrito no Capıtulo 4. A fim de

discutir a distribuicao espacial das fontes e a compatibilidade com as grades de modelos

termico e de lei de potencia nos diagramas de razao de dureza, foram consideradas tres

faixas de idades: muito jovem – entre 0,2 e 5 Myr; intermediaria – entre 5 e 10 Myr; e

mais velha – superior a 10 Myr.

A distribuicao dessas faixas de idade das contrapartidas das fontes X em funcao do

campo esta apresentada na Fig. 5.2. Nessa figura e observado que, de uma forma geral,

a porcentagem de fontes decai com a distancia a nebulosa de reflexao, exceto pelo campo

S. Enquanto o campo E, dentro da nebulosa, possui ∼ 54% das contrapartidas com idades

inferiores a 5 Myr, o campo W tem apenas 26 % de sua amostra com idades muito jovens

seguido.

Por outro lado, a distribuicao no intervalo de idade mais velho, acima de 10Myr

apresenta comportamento contrario ao da faixa de idade mais jovem. Consequentemente o

campo W possui 58% da sua amostra de objetos nessa faixa de idade e o campo E possui

apenas 29%. Os campos C e E tem 43% e 55% de contrapartidas mais velhas.

Esse cenario confirma a distribuicao de idades encontradas por Gregorio-Hetem et

al. (2009), na qual o grupo de objetos proximos a ZCMa e mais jovem (< 5Myr) do que

o grupo proximo a GUCMa (com idades > 10Myr).

No entanto, o campo C, intermediario a essas duas regioes, apresenta a mesma

quantidade de objetos mais jovens e mais velhos e apenas 14% da sua populacao com

Secao 5.2. Idades 93

Figura 5.3: Distribuicao espacial das contrapartidas das fontes X como funcao das idades sob o mapa de

CO de Mizuno & Fukui (2004): os losangos, quadrados e cırculos representam os objetos com menos de 5

Myr, entre 5 e 10 Myr e com mais de 10 Myr respectivamente. As contrapartidas a direita das isocronas de

Siess sao representadas pelas cruzes e os objetos de campo por ‘x”. Os campos E, C, S e W sao delimitados

pelas linhas pretas e os aglomerados NGC 2327, BRC 27 e vdB RN92 (Soares & Bica, 2002, 2003) sao

destacados pelas setas.

idades entre 5 e 10 Myr, o que confirma a existencia de uma mistura de populacoes na

regiao.

O campo S e o que apresenta a maior porcentagem de objetos com idades inter-

mediarias entre 5 e 10 Myr, os demais campos possuem aproximadamente 15% de suas

populacoes com essa faixa de idades.

A distribuicao espacial das contrapartidas infravermelhas pode facilitar a visua-

lizacao desse cenario como pode ser visto na Fig. 5.3. Nessa figura e possıvel observar

que o campo W e dominado pelos objetos com mais de 10 Myr (cırculos), sem nenhuma

distribuicao preferencial. Por outro lado, o campo E apresenta todos os tipos de objetos

estudados: mais jovens, mais velhos, com idade intermediaria, com idades consideradas

inferiores a 0,2 Myr e de campo, com algumas pequenas aglomeracoes na direcao dos

aglomerados BRC 27 e vdB RN92 estudados por Soares & Bica (2002, 2003).

No campo C ha uma distribuicao maior de objetos no centro e no campo S ha o


mesmo numero de fontes com idades inferiores a 5 Myr e superiores a 10Myr. No campo

S os objetos mais jovens que 5 Myr estao na borda ou fora dos contornos do mapa de CO,

sobreposto na Fig. 5.3 para evidenciar a presenca de material interestelar, enquanto no

campo C eles estao dentro da regiao com maior concentracao de CO. Nos dois casos uma

segregacao de idades e notada, na qual a maioria das fontes mais velhas estao a direita,

na direcao a GU CMa e os objetos mais jovens a esquerda, proximas a borda da nebulosa.

Quase todos os objetos de idade intermediaria nesses campos estao sobre a regiao mais

escura do mapa de CO.

E interessante ressaltar que 77% das fontes a direita das isocronas de Siess nos

diagramas cor-magnitude estao dentro do contorno de CO. Se esses objetos estao dentro

dessa regiao com alta concentracao de gas e poeira, e necessaria uma correcao maior da

extincao para que esses objetos possam coincidir com as isocronas e ter suas massas e idades

melhor determinadas. Boa parte desses objetos estao na regiao dos aglomerados BRC 27 e

vdB RN92 que tiveram AV estimados em 6,5 e 4,4 mag, respectivamente. Estes valores sao

aproximadamente 7 e 5 vezes maiores do que o valor medio adotado no presente trabalho,

de forma que para se ter uma boa estimativa dos parametros dessas contrapartidas e

necessario um estudo mais detalhado da extincao nessa regiao, como o apresentado em

Fernandes et al. (2012).

5.2.1 Diagramas de razao de dureza em funcao das idades

Em posse das idades das contrapartidas das fontes X foi possıvel avaliar qual o

melhor grupo de bandas (B2011 – 0,5 a 7,3 keV e H2001 – 0,2 a 4,5 keV) para evidenciar

os objetos jovens da amostra. A distribuicao das idades das contrapartidas infravermelhas

em funcao da compatibilidade com os modelos APEC e de lei de potencia esta apresentada

na Fig. 5.4.

Para essa analise foram consideradas 300 candidatas a contrapartidas com flag de

qualidade AAA para os dados 2MASS com fontes dentro dos diagramas de razao de dureza.

99 e 113 contrapartidas se encontram nas bordas dos diagramas. Restando 201 e 187 a

serem analisadas nos diagramas B2011 e H2001. Mais uma vez, foi possıvel analisar mais

fontes presentes nos diagramas B2011.

Nesses diagramas entre 75% e 85% das contrapartidas com idades pre-sequencia

principal estao apenas dentro dos modelos APEC, e menos de 20% permanecem na regiao

Secao 5.2. Idades 95

Figura 5.4: Distribuicao das idades das contrapartidas dentro das grades de modelos termico e de lei de

potencia nos diagramas de razao de dureza B2011 (superior) e H2001 (inferior) das fontes X.


de interseccao entre as duas grades.

Por outro lado, a porcentagem de contrapartidas compatıveis com as isocronas de

Siess, com idades variando entre 0,2 e ZAMS, dentro apenas das grades APEC do HRD

H2001 e superior a 80%. Somente para os objetos a direita das isocronas a porcentagem

de objetos na regiao de interseccao entre as duas grades e superior a 25%, para as demais

idades a porcentagem e menor que 10%.

Tanto na Fig. 3.5 quando na Fig. 5.4 os HRDs construıdos no intervalo de energia

estudado por Hasinger et al. (2001) apresentam maiores porcentagens de objetos dentro

apenas numa das grades, o que indica que ele pode separar melhor os objetos dentro das

grades. No entanto, e possıvel ter mais objetos com HRs determinados nas bandas de

Barrado et al. (2011), possibilitando a analise de mais fontes. Por outro lado, a diferenca

entre a quantidade de objetos apenas nas dentro das grades APEC nos dois metodos e muito

pequena (135 e 137 nos HRDs B2011 e H2001, respectivamente), de forma que e difıcil

afirmar qual e o melhor metodo para identificar os objetos estelares jovens evidenciados

pela emissao de raios X. No Capıtulo 3 verificou-se que nem todas as fontes estudadas por

um dos HRDs estao presentes no outro e vice-versa, comprovando que ambos os metodos

sao complementares.

Alem disso, em ambos os tipos de diagramas B2011 e H2001 a porcentagem de fontes

com idades pre-sequencia principal dentro apenas das grades de lei de potencia, na qual

espera-se que apenas objetos compactos ou extragalacticos sejam compatıveis, e inferior

a 5%, e mais de 75% esta dentro apenas das grades de modelo termico, na qual espera-

se encontrar objetos estelares. Isso comprova a eficiencia do metodo desenvolvido neste

trabalho para identificar candidatos a objetos jovens por meio dos diagramas de razao de

dureza.

5.3 Funcao de massa inicial

Com o intuito de tentar identificar diferencas ou semelhancas na distribuicao de

massa dentro de cada campo, foi obtida a funcao de massa cumulativa dos 4 campos

(apresentada na Fig. 5.5). Embora essa funcao de massa nao seja completa, pois foram

consideradas apenas as massas das contrapartidas com ındice de qualidade AAA, a partir

Secao 5.3. Funcao de massa inicial 97

Figura 5.5: Funcao de massa das contrapartidas infravermelhas das fontes X.

destes dados e possıvel se ter uma nocao do comportamento dessa funcao em cada caso.

Na Fig 5.5 e observado que a funcao de massa dos campos W e S e levemente mais

inclinada que nos demais campos, ao passo que em C essa funcao e a mais achatada. Ou

seja, enquanto os campos W e S apresentam uma tendencia de apresentarem um numero

relativo maior de objetos de baixa massa, o campo C tende a apresentar um numero

semelhante entre estrelas de baixa massa e de massa intermediaria. Por outro lado, o

campo E tende a apresentar um numero maior de objetos massivos. No entanto, tais

tendencias devem ser vistas apenas de forma qualitativa, ja que as diferencas percentuais

nao sao relevantes do ponto de vista estatıstico.


5.4 Populacao de CMaR1 revelada por observacoes XMM

As observacoes realizadas pelo satelite XMM resultaram em uma amostra de 387

fontes (187, 84, 37 e 79 nos campos E, C, S e W respectivamente), para as quais fo-

ram encontradas 520 candidatas a contrapartidas infravermelhas, provenientes do catalogo

2MASS, associadas a 341 fontes X.

As fontes pertencentes a CMa R1 foram identificadas por dois metodos complemen-

tares, baseados na comparacao dos dados provenientes da emissao em raios X (razao de

dureza) e no infravermelho proximo (cor e magnitude) com curvas teoricas simuladas com

programas XSPEC e isocronas de Siess, em seus respectivos diagramas (Sec. 3.1 e 4.1).

Por meio dos analises em raios X foram encontradas 183 fontes candidatas a pertencer

a CMa R1, 11 de outra origem (campo) e 193 permaneceram indefinidas, lembrando que

44 delas tinham caracterısticas compatıveis tanto com o campo, quanto com a populacao

de CMaR1 e 2 tiveram resultados contraditorios.

Pelo segundo metodo 222 fontes X foram consideradas candidatas a pertencer a CMa

R1, 153 de origem indefinada, seja pela total ausencia de dados ou por ter apenas dados

de baixa qualidade no infravermelho, seja por apresentarem dados a direita dos diagramas

cor-magnitude, que podem ter idades inferiores a 0,2 Myr ou sofrem maior extincao do que

a adotada nesse trabalho, e por fim, apenas 12 fontes devem pertencer ao campo.

Ao combinar os dois metodos foi proposta uma classificacao para as fontes em 5

grupos: (i) candidatas a membro de CMa R1 – essas fontes possuem maior probabilidade de

pertencerem a regiao, pois tem razao de dureza compatıvel com modelo de plasma termico

e estao dentro das isocronas de Siess nos diagramas cor-cor; (ii) possıveis candidatas a

pertencer a CMa R1 – essas fontes foram consideradas jovens por apenas um dos metodos;

(iii) de origem indefinida – esses objetos nao tiveram sua origem definida por nenhum dos

metodos ou eles proveram resultados contraditorios, esse fato ocorreu para apenas 4 fontes;

(iv) possıveis candidatas a objeto de campo: (v) essas fontes foram classificadas como nao

pertencentes a CMa R1 por apenas um dos metodos. candidatas a objetos de campo: ao

contrario das candidatas a membro de CMa R1 essas fontes foram rejeitadas desse grupo

pelos dois metodos. Os numeros de fontes classificadas em cada grupo estao apresentados

na Tabela 5.1.

Cerca de 34 candidatas tiveram sua natureza confirmada por Fernandes (2014),

Secao 5.4. Populacao de CMaR1 revelada por observacoes XMM 99

Tabela 5.1 - Numero de fontes candidatas a objetos jovens baseado nos diagramas de razao de dureza.

Field CMaR1a P. CMaR1b INDEFFc P. Otherd Othere Total

E 86 51 37 13 - 187

C 20 36 28 - - 84

S 9 10 17 1 37

W 25 26 24 3 1 79

Total 140 123 106 17 1 387

(a) Numero de fontes candidatas a objetos jovens pertencentes a CMa R1; (b) Possıveis candidatas a pertencer a CMa R1;

(b) Objetos com origem indefinida; (c) Possıveis candidatas a objetos do campo; (d) Candidatas a objetos do campo.

que realizou um estudo de 83 objetos, com base em dados opticos do telescopio Gemini

na direcao da nebulosa de reflexao (campo E), 9 foram classificadas como estrelas pre-

sequencia principal de massa intermediaria, 24 estrelas T Tauri de linhas fracas e 6 como

T Tauri classicas. Duas fontes classificadas como indefinidas nesse trabalho tambem podem

ser consideradas membros de CMa R1, pois foram classificadas como estrelas pre-sequencia

principal e T Tauri de linhas fracas e outros 3 objetos estudados por eles, coincidentes com

as fontes X, nao foram classificados por esses autores. Esse estudo tambem e uma com-

provacao da eficiencia do metodo adotado neste trabalho para identificacao dos membros

de CMa R1.

Esses resultados foram importantes pois aumentaram para 265 o numero de objetos

que devem fazer parte da regiao de formacao estelar CMa R1, dentre eles cerca de 46 fontes

ja havia sido estudada por Gregorio-Hetem et al. (2009). Alem disso, cerca de 104 fontes X,

que tambem estao na regiao, necessitam de mais analises para ter sua natureza confirmada.

Apenas 18 delas possuem caracterıstica distinta a dos membros de CMa R1, e portanto

nao devem pertencer a regiao. Dentre as candidatas de CMa R1 43 devem se tratar de

sistemas multiplos, nos quais 40 e 3 possuem duas e tres contrapartidas respectivamente.

A lista das fontes detectadas pelo satelite XMM esta apresentada na Tabela A1.


Capıtulo 6

Conclusoes e Perspectivas

Com base em observacoes realizadas com o satelite ROSAT Gregorio-Hetem et al

(2009) identificaram 98 fontes X em CMa R1. Essas observacoes tiveram um limite de

deteccao de LX ∼ 6 x 1029 erg/s que revelou uma populacao estelar jovem predominan-

temente de baixa massa, com indıcios de terem sido geradas em dois episodios diferentes

de formacao estelar. Embora o satelite ROSAT possuia um grande campo de visao o que

permite a observacao de uma grande area do ceu (2o), ele tem uma resolucao angular de

apenas 25”, de forma a nao conseguir resolver espacialmente diversas fontes.

Esses resultados motivaram um pedido de observacoes mais sensıveis e com maior

resolucao espacial a fim de realizar um estudo mais detalhado da populacao estelar nessa

regiao. Para esse fim, em 2010 e 2011 foram observados com as tres cameras EPIC do

satelite XMM-Newton, quatro campos (cada um com 30”de diametro, com alguma sobre-

posicao) com tempo de exposicao de aproximadamente 30 ks. Esses campos estao localiza-

dos: nas proximidades da estrela Z CMa – Campo E; nas vizinhancas da estrela GU CMa –

Campo W; e entre ambos – Campos C e S (Fig. 2.7), chamada regiao “inter-algomerados”.

Utilizando os pacotes padroes de reducao e analise de dados do SAS foram iden-

tificadas 387 fontes X, 197 no campo E, 84 em C, 37 em S e 79 em W, por meio de dois

metodos de deteccao: individual (por camera EPIC), no qual foram detectadas 340 com a

camera PN, 170 com a MOS1 e 211 com a MOS2, e mosaico, que indicou 351 objetos. 312

foram observados pelos dois metodos.

Os dados obtidos com a camera PN foram utilizados para identificar a natureza

jovem das fontes observadas por meio de diagramas de razao de dureza, curvas de luz e

espectros.

Foram construıdos dois tipos de diagramas de razao de dureza (HRD) B2011 e

102 Capıtulo 6. Conclusoes e Perspectivas

H2011, um utilizando as bandas de energia adotadas por Barrado et al. (2011) – variando

entre 0,5 e 7,3keV: SB = 0,5 – 1,0keV, MB = 1,0 – 2,0keV e HB = 2,0 – 7,3keV; e outro

por Hasinger et al. (2001) variando entre 0,2 e 4,5keV: SH = 0,2 – 0,5keV, MH = 0,5 –

2,0keV e HH = 2,0 – 4,5keV. A comparacao entre a razao de dureza das fontes X para

modelos de plasma termico (APEC) e de lei de potencia (PWL) revelou 133 fontes dentro

das grades APEC, 9 nas grades PWL e 54 na regiao de interseccao de ambas as grades

nos diagramas B2011 e 137, 8 e 33 respectivamente, nos diagramas H2001. Visto que

o modelo APEC deve representar muito bem os objetos estelares jovens pertencentes a

CMaR1 e o PWL deve modelar objetos compactos ou extragalacticos presentes no campo,

a combinacao desses resultados forneceu uma amostra de 183 candidatas a membro de

CMa R1, 11 objetos de outra origem e 193 com natureza indefinida, das quais 44 podem

ser representadas pelos dois modelos.

Uma comparacao desses resultados com as idades determinadas para as contra-

partidas infravermelhas das fontes X mostrou que ∼ 80% dos objetos com idades entre

0,2 Myr e zero da sequencia principal estudados nos dois diagramas, de dureza (B2011

e H2001) e cor-magnitude, sao compatıveis somente com as grades de modelo APEC e

menos de 10% apenas com o PWL confirmando a eficiencia desse metodo para identificar

objetos estelares jovens por meio dos HRDs. Embora diagramas B2011 tenham permitido

analisar uma quantidade maior de objetos do que os H2001, boa parte deles se encontra

na regiao de interseccao dos dois modelos, APEC e PWL. Por outro lado, os diagramas

H2001 separaram melhor a amostra estudada, ou seja, tiveram mais objetos dentro das

grades APEC e menos na regiao de interseccao dos dois modelos. Como a diferenca entre

a quantidade de objetos dentro das grades de interesse (APEC) e muito pequena (2) nao

foi possıvel eleger apenas um tipo de diagrama para as analises em raios X, ambos sao

complementares.

As curvas de luz, obtidas por meio dos dados da camera PN no intervalo de energia

0,5 a 7,3 keV, revelaram que ∼ 10% da amostra estudada (32 fontes) possuıam com-

portamento anomalo, nos quais 10 apresentaram fenomenos candidatos a flares, 5 deles

confirmados pelos criterios de Stelzer et al. (2007) e 3 classificados como parciais, pois

apenas parte dele pode ser detectado. Esses fenomenos sao esperados principalmente em

estrelas do tipo T Tauri, por causa de sua atividade coronal ou interacao do material com

o disco. Todos os objetos com flares haviam sido classificados como candidatos a membros

Capıtulo 6. Conclusoes e Perspectivas 103

de CMa R1.

Foram extraıdos espectros de baixa resolucao de 54 fontes mais brilhantes em raios

X na regiao estudada. Apenas para 23 foi possıvel obter um bom ajuste por metodo de

mınimos quadrados (χ2 entre 0,75 e 1,3) do modelo de plasma termico APEC combinado

com o de absorcao PHABS, no qual foi possıvel determinar os parametros: densidade

colunar de hidrogenio (NH), temperatura de plasma (kT), abundancia (Z) e o fluxo em

raios X (FX). Para essa amostra os valores de NH encontrados variaram de 0,05 a 0,46

× 10−22 cm−2 com valor medio de 0,19 ± 0,09 × 10−22 cm−2 que corresponde a uma

extincao de AV = 0,9 ± 0,5 mag, este valor e compatıvel com AV = 1.0 mag adotado por

Gregorio-Hetem et al. (2009) para essa regiao. Os valores encontrados para temperatura

do plasma (kT1) e para abundancia (Z) sao semelhantes aos encontrados em outras regioes

de formacao estelar como: σ Orionis e η Chamaleontis (Lopez-Santiago et al. 2008, 2010)

e Pipe Nebula (Forbrich et al. 2010). As temperaturas variam entre 0,8 e 3,1 keV com um

valor medio de 1,3 ± 0,5 keV, nos quais os kTs mais altos (> 2 keV) sao de fontes que

possuem os maiores flares (e001 e e003). As abundancias variam entre 0,04 a 0,34 Z⊙ com

valor medio de 0,11 ± 0,06 Z⊙. Os fluxos encontrados estao em uma faixa de 1,5 a 55 x

10−14 erg/cm2/s. Todas as fontes para as quais foi possıvel ajustar o modelo de plasma

termico ao espectro ja tinham sido consideradas objetos jovens pelas analises feitas por

meio dos HRDs.

A luminosidade X (LX) foi calculada adotando um fator de conversao de energia

ECF = (1,60 ± 0,04) x 10−12 erg/cm2/cts, obtido pelo ajuste de uma funcao linear, entre

os fluxos obtidos pelos espectros e as taxas de contagens. As 340 fontes detectadas com a

camera PN apresentaram 1,8 x 1029 erg/s < LX < 7,7 x 1029 erg/s. O fator de conversao

e compatıvel com o resultado do programa PIMMS adotando-se os valores medios dos

parametros obtidos por meio dos ajustes do modelo APEC aos espectros. O ECF tambem

foi utilizado para determinar o limite de deteccao de cada campo: 2, 2,6, 2,8 e 1,8 x 1029

erg/s para os campos E, C, W e S respectivamente. Estes valores sao inferiores ao das

observacoes feitas como satelite ROSAT (6 x 1029 erg/s) para essa regiao (Gregorio-Hetem

et al 2009), consequentemente foi possıvel detectar fontes mais fracas com satelite XMM.

Para complementar o estudo das fontes X de CMa R1 foi realizada uma analise

das suas contrapartidas 2MASS, por meio de diagramas cor-cor e cor-magnitude. Foram

avaliadas 520 candidatas a contrapartidas infravermelhas associadas a 341 fontes X. Pela


comparacao das cores e magnitudes das candidatas a contrapartidas 2MASS as isocronas

de Siess, foram descartadas 117 contrapartidas consideradas nao membros de CMa R1. E

ao analisar apenas os objetos com boas medidas (flag AAA), foram classificadas 222 fontes

X candidatas a pertencerem a CMa R1, 153 de origem indefinida, e apenas 12 provaveis

objetos de ao campo.

Por meio dos diagramas cor-magnitude foram estimadas as massas e idades das con-

trapartidas infravermelhas dos 222 possıveis membros de CMa R1. Baseadas nas trilhas

evolutivas de Siess e na isocrona de 3 Myr de Padova foram estimadas massas entre 0,1

e 17 M⊙. A funcao de massa comprova que essa regiao abriga uma populacao predomi-

nantemente de baixa massa (∼ 80% das massas estimadas), nos quais os campos E e W

possuem mais objetos com massas inferiores a 2 M⊙ (81% e 80%, respectivamente) que os

campos C(77%) e S(76%). E apenas 3 objetos possuem mais que 7M⊙, 2 no campo E e 1

em C.

Para a amostra de candidatas a contrapartidas infravermelhas das fontes X foram

estimadas idades entre 0,2 Myr e idade Zero da Sequencia Principal (variando de 19 a

55 Myr), que foram distribuıdas em tres faixas de idades: muito jovem – entre 0,2 e 5

Myr; intermediaria – entre 5 e 10 Myr; e mais velha – superior a 10 Myr. O campo E

e o que apresenta uma populacao mais jovem, cerca de ∼ 54% das contrapartidas com

idades estimadas sao mais jovens que 5 Myr, sendo a maioria delas tem idade menor que 2

Myr e apenas 30% sao mais velhas de 10Myr. Por outro lado, o campo W apresenta uma

proporcao inversa de objetos jovens, 58% dos seus objetos com idades superiores e 30% tem

menos de 5 Myr. Essas proporcoes nao sao as mesmas encontradas por Gregorio-Hetem

et al. (2009), pois uma porcentagem menor de objetos mais velhos foram identificados

por eles. Esses resultados indicam que foi possıvel observar objetos estelares jovens mais

velhos com o satelite XMM, provavelmente porque eles emitem menos radiacao em raios

X que os objetos mais jovens. A distribuicao espacial das fontes em funcao das faixas de

idades mostra claramente que os campos C e S abrigam populacoes dos dois grupos, mais

jovens (a esquerda) e mais velhos (a direita), no entanto a maioria das fontes mais jovens

do campo C possuem mais que 2 Myr e o campo S e o que apresenta maior porcentagem

(22%) de objetos com idade intermediaria.

Por meio da distribuicao espacial das fontes X tambem foi possıvel verificar que a

maioria (77%) das fontes a direita das isocronas de Siess nos diagramas cor-magnitude,

Capıtulo 6. Conclusoes e Perspectivas 105

coincidem com as regioes com alta emissao CO, que evidencia a presenca de material

interestelar. Boa parte desses objetos estao na regiao dos aglomerados BRC 27 e vdB

RN92 que tiveram AV estimados em 6,5 e 4,4 mag, respectivamente, por Soares & Bica

(2002, 2003). Estes valores sao aproximadamente 7 e 5 vezes maiores do que o valor medio

adotado no presente trabalho, de forma que para se ter uma boa estimativa dos parametros

dessas contrapartidas e necessario um estudo mais detalhado da extincao nessa regiao.

A maioria das fontes X segue a relacao esperada entre o fluxo em raios X e a magni-

tude aparente J de estrelas T Tauri, analoga a logLX = 31(±0, 4) − 0, 33 MJ encontrada

por Gregorio-Hetetem et al. (2009) para as fontes ROSAT de CMaR1 e semelhante as

encontradas para as estrelas jovens associadas a nuvens proximas, como Chamaeleon e ρ

Ophiuchi (Feigelson et al. 1993, Casanova et al. 1995).

As observacoes realizadas pelo satelite XMM resultaram em uma amostra de 387

fontes (187, 84, 37 e 79 nos campos E, C, S e W respectivamente), para as quais foram

encontradas 371 candidatas a contrapartidas infravermelhas 2MASS com boa qualidade

astrometrica e fotometrica, associadas a 341 fontes X. Combinando os resultados obtidos

por meio dos diagramas de razao de dureza e cor-cor foram identificadas 140 candidatas

a membro de CMa R1, 123 possıveis candidatas a pertencer a CMa R1, 106 de origem

indefinida, 17 possıveis candidatas a objeto de campo e apenas 1 candidata a objeto de

campo.

Alem disso, foi confirmada a existencia de dois grupos com idades distintas, um mais

jovem proximo a ZCMa (campo E) e outro mais velho na vizinhanca de GUCMa (campo

W). A regiao entre esses dois aglomerados (campos C e S) parece abrigar a mistura dessas

duas populacoes, reforcando a hipotese de formacao sequencial nessa regiao.

Esses resultados motivaram a realizar durante o pos-doutoramento, um estudo mais

detalhado, semelhante ao apresentado em Santos-Silva et al. (2012), das contrapartidas

infravermelhas, provenientes dos catalogos 2MASS e WISE, das fontes X da regiao.

Mapas de densidade estelar superficial e perfis radiais de densidade devem ser utili-

zados para tentar identificar a presenca de novos aglomerados estelares na regiao, alem dos

ja conhecidos: NGC 2327, BRC 27 e vdB-R 92 estudados por Soares & Bica (2002; 2003).

Os mapas e perfis tambem serao utilizados para determinar os parametros estruturais,

desses aglomerados.

Um estudo detalhado da extincao, semelhante ao proposto Fernandes et al. (2012),


afim de possibilitar a determinacao dos parametros fundamentais (massas e idades) das 62

fontes a direita dos diagramas cor-cor.

Esses parametros devem ser comparados com aqueles estudados em Santos-Silva &

Gregorio-Hetem (2012) na tentativa de identificar os estagios evolutivos destes objetos, e

por fim, discutiremos a ocorrencia, ou nao, de uma mistura de populacoes originarias de

diferentes episodios de formacao estelar, na tentativa de entender melhor o historico de

formacao estelar em CMa R1.

Alem disso, pretende-se elaborar um pedido de tempo de observacao com satelite

XMM para estudar a emissao X no aglomerado Lynga 14, que acredita-se apresentar um

cenario de formacao estelar semelhante ao de CMa R1, alem de estudar as propriedades

em raios X dos unicos aglomerados estudados por Santos-Silva & Gregorio-Hetem (2012)

que possuem dados nos arquivos do XMM: NGC 2302, NGC 2362, NGC 3590, NGC 6604

e Trumpler 18, para compara-las com as propriedades de CMa R1 estudadas durante esse

trabalho, visando de realizar um estudo sistematico dos parametros obtidos por intermedio

dos dados em raios X.

Capıtulo 7

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Zhekov SA, Palla F, Myasnikov AV. 1994. MNRAS 271, 667,75

Apendice

Apendice A

Catalogo de fontes X

A tabela de fontes detectas com o satelite XMM-Newton e apresentada a seguir, onde

estao listados os parametros obtidos por meio dos dados em raios X: a identificacao das

fontes X (1); coordenadas J2000 (2, 3) Maxima verossimilhanca (4); Luminosidade X (5);

Taxa de contagens detectadas em cada camera EPIC: PN, MOS1 e MOS2 individualmente

(6, 7 e 8); razao de dureza PN nas bandas B2011 (9 e 10) e H2001 (11 e 12); e classificacao

final das fontes (13), nessa classificcao foram adotas as seguintes indicacoes: “CMaC”para

as fontes candidatas a pertencerem a CMa R1; “PCC”para as possıveis candidatas a mem-

bro; “IND”para fontes com classificacao indefinida; “PF”para possıveis objetos de campo;

e “FC”para candidatas a objeto de campo.

116 Apendice A. Catalogo de fontes X

TabelaA.1

-Fon

tesderaiosX

detectadas

nas

imag

enscombinad

asdas

camerasEPIC

:PN,MOS1eMOS2.

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

e001

070504.7

-114306.08

5.257

41.83±

1.00

217.6

±5.2

23.6

±3.6

-0.19±

0.03

-0.25±

0.03

0.83±

0.02

-0.59±

0.02

CMaC

e002

070404.1

-112609.14

2.419

12.92±

0.46

67.2

±2.4

22.1

±1.2

20.0

±1.2

0.13±

0.04

-0.41±

0.04

0.78±

0.02

-0.68±

0.03

CMaC

e003

070357.1

-112829.73

2.190

20.96±

0.60

109.0

±3.1

18.2

±1.0

6.5

±1.1

0.08±

0.03

-0.38±

0.04

0.63±

0.02

-0.69±

0.02

CMaC

e004

070419.3

-112505.45

1.814

10.94±

0.44

56.9

±2.3

23.9

±1.6

16.9

±1.2

0.10±

0.04

-0.42±

0.05

0.83±

0.03

-0.71±

0.03

CMaC

e005

070418.5

-114235.81

1.406

7.15±

0.31

37.2

±1.6

-11.0

±0.8

-0.08±

0.05

-0.40±

0.06

0.75±

0.03

-0.72±

0.03

CMaC

e006

070452.6

-113847.61

1.159

6.36±

0.34

33.1

±1.7

7.0

±0.8

8.8

±0.8

-0.60±

0.04

-0.79±

0.11

0.73±

0.04

-0.95±

0.02

CMaC

e007

070421.5

-113702.14

1.065

3.78±

0.20

19.7

±1.0

6.4

±0.5

6.4

±0.5

-0.09±

0.05

-0.63±

0.07

0.80±

0.04

-0.86±

0.03

CMaC

e008

070412.4

-113922.26

893

3.03±

0.18

15.7

±0.9

5.0

±0.5

4.5

±0.5

-0.39±

0.06

-0.49±

0.10

0.71±

0.04

-0.84±

0.04

PCC

e009

070438.5

-113124.72

966

4.24±

0.24

22.0

±1.2

4.5

±0.6

5.0

±0.5

-0.69±

0.04

-0.60±

0.15

0.44±

0.04

-0.94±

0.03

CMaC

e010

070430.0

-114721.05

934

10.76±

0.53

56.0

±2.8

-11.8

±1.1

0.51±

0.05

-0.52±

0.05

--

CMaC

e011

070351.6

-113454.09

943

6.16±

0.52

32.1

±2.7

8.0

±0.6

7.0

±0.6

-0.03±

0.09

-0.67±

0.11

0.76±

0.06

-0.82±

0.06

CMaC

e012

070419.2

-113346.60

842

13.68±

0.60

71.2

±3.1

4.5

±0.4

5.0

±0.5

0.14±

0.05

-0.52±

0.05

0.91±

0.03

-0.71±

0.03

PCC

e013

070422.6

-113138.20

836

3.41±

0.20

17.7

±1.0

4.9

±0.7

5.4

±0.5

0.07±

0.06

-0.54±

0.07

0.94±

0.03

-0.73±

0.04

CMaC

e014

070408.0

-112309.53

898

8.37±

0.48

43.5

±2.5

15.5

±1.2

16.2

±1.3

0.67±

0.06

-0.03±

0.06

1.00±

0.01

-0.24±

0.06

IND

e015

070354.8

-112818.67

853

4.35±

0.29

22.6

±1.5

8.6

±0.8

8.6

±1.0

0.02±

0.07

-0.56±

0.08

0.84±

0.05

-0.81±

0.05

CMaC

e016

070358.9

-113530.29

739

2.88±

0.18

15.0

±0.9

3.1

±0.5

4.9

±0.5

0.10±

0.06

-0.64±

0.07

0.84±

0.04

-0.82±

0.04

CMaC

e017

070355.8

-112930.92

755

4.29±

0.25

22.3

±1.3

6.7

±0.6

7.7

±0.7

-0.07±

0.06

-0.56±

0.08

0.78±

0.04

-0.82±

0.04

CMaC

e018

070428.2

-113441.38

597

2.58±

0.18

13.4

±0.9

4.5

±0.5

3.2

±0.4

-0.15±

0.07

-0.58±

0.09

0.82±

0.05

-0.84±

0.04

CMaC

e019

070403.1

-113357.80

692

3.25±

0.21

16.9

±1.1

5.2

±0.5

5.3

±0.5

0.36±

0.07

-0.35±

0.07

0.93±

0.04

-0.57±

0.05

CMaC

e020

070409.6

-113013.23

552

3.23±

0.22

16.8

±1.2

8.6

±0.8

10.2

±0.9

-0.09±

0.07

-0.54±

0.09

0.66±

0.05

-0.83±

0.04

CMaC

e021

070456.5

-112931.29

586

4.27±

0.31

22.2

±1.6

9.0

±0.9

6.8

±0.8

-0.24±

0.07

-0.49±

0.11

0.86±

0.04

-0.77±

0.05

CMaC

e022

070426.4

-113119.49

579

2.61±

0.18

13.6

±0.9

3.8

±0.4

4.2

±0.7

-0.12±

0.07

-0.58±

0.09

0.80±

0.05

-0.79±

0.04

CMaC

e023

070349.0

-114152.15

667

4.00±

0.27

20.8

±1.4

7.0

±0.7

5.0

±0.6

-0.23±

0.07

-0.51±

0.10

0.71±

0.05

-0.84±

0.04

CMaC

e024

070423.5

-113249.63

506

2.31±

0.16

12.0

±0.8

3.3

±0.4

4.2

±0.4

-0.05±

0.07

-0.49±

0.09

0.80±

0.05

-0.79±

0.05

CMaC

e025

070418.0

-113425.56

494

1.60±

0.14

8.3

±0.7

3.2

±0.4

3.5

±0.4

0.08±

0.10

-0.37±

0.11

0.88±

0.06

-0.63±

0.07

CMaC

e026

070355.9

-113338.37

573

4.18±

0.23

21.7

±1.2

1.4

±0.3

4.3

±0.9

0.14±

0.06

-0.37±

0.06

0.98±

0.02

-0.66±

0.04

CMaC

e027

070424.0

-114205.79

517

-±

-16.5

±1.1

-5.3

±0.6

-0.15±

0.07

-0.82±

0.09

0.71±

0.05

-0.91±

0.04

CMaC

Apendice A. Catalogo de fontes X 117

Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

e028

070416.0

-112401.98

498

4.77±

0.34

24.8

±1.8

7.4

±0.8

5.1

±0.8

-0.34±

0.07

-0.78±

0.11

0.87±

0.04

-0.93±

0.04

CMaC

e029

070456.0

-113415.91

424

3.63±

0.71

18.9

±3.7

10.2

±0.9

8.0

±0.8

-0.14±

0.19

-0.56±

0.34

0.97±

0.13

-0.85±

0.15

CMaC

e030

070418.3

-112524.83

227

2.75±

0.25

14.3

±1.3

3.7

±0.6

5.5

±0.8

-0.14±

0.09

-0.47±

0.13

0.71±

0.07

-0.79±

0.06

CMaC

e031

070356.0

-114207.93

349

2.89±

0.24

15.0

±1.3

-3.9

±0.5

-0.09±

0.08

-0.58±

0.12

0.86±

0.05

-0.81±

0.06

PCC

e032

070401.3

-113623.33

373

3.04±

0.32

15.8

±1.7

2.8

±0.4

3.7

±0.4

-0.14±

0.11

-0.50±

0.16

0.91±

0.06

-0.77±

0.08

PCC

e033

070420.8

-113643.42

104

—-

1.6

±0.3

1.6

±0.3

--

0.70±

0.12

-0.83±

0.09

PCC

e034

070400.0

-113031.18

295

1.75±

0.15

9.1

±0.8

2.8

±0.4

2.3

±0.4

0.00±

0.09

-0.57±

0.12

0.83±

0.06

-0.83±

0.06

PCC

e035

070431.1

-113239.87

293

1.70±

0.17

8.9

±0.9

2.7

±0.4

2.8

±0.4

-0.18±

0.10

-0.54±

0.14

0.85±

0.07

-0.93±

0.05

CMaC

e036

070402.3

-112537.12

290

3.08±

0.26

16.0

±1.3

3.5

±0.7

5.0

±0.7

0.04±

0.09

-0.61±

0.11

0.75±

0.06

-0.76±

0.06

PCC

e037

070442.7

-113612.15

282

2.24±

0.20

11.7

±1.0

3.3

±0.5

2.6

±0.4

0.16±

0.10

-0.25±

0.11

0.60±

0.08

-0.52±

0.08

CMaC

e038

070412.0

-112128.72

314

4.72±

0.37

24.6

±1.9

7.1

±0.9

5.4

±1.1

0.22±

0.08

-0.46±

0.09

1.00±

0.01

-0.65±

0.07

CMaC

e039

070348.6

-113149.24

405

4.29±

0.28

22.3

±1.4

2.1

±0.4

8.7

±1.0

-0.06±

0.06

-0.72±

0.09

0.61±

0.05

-0.88±

0.04

IND

e040

070402.2

-112329.31

426

14.46±

0.71

75.2

±3.7

-14.7

±1.6

0.45±

0.06

-0.02±

0.05

1.00±

0.01

-0.29±

0.05

CMaC

e041

070442.1

-113716.54

242

2.28±

0.20

11.9

±1.0

2.5

±0.4

2.2

±0.4

-0.13±

0.09

-0.38±

0.12

0.72±

0.07

-0.71±

0.06

CMaC

e042

070357.8

-112418.99

256

2.49±

0.24

13.0

±1.3

4.0

±0.7

4.9

±0.8

-0.09±

0.10

-0.99±

0.08

0.76±

0.07

-0.97±

0.04

PCC

e043

070404.1

-112344.15

102

—-

--

--

--

CMaC

e044

070355.8

-113245.74

280

3.85±

0.29

20.0

±1.5

2.8

±0.4

7.6

±0.9

-0.12±

0.07

-0.66±

0.12

0.76±

0.06

-0.85±

0.05

CMaC

e045

070500.5

-113740.99

225

2.61±

0.25

13.6

±1.3

5.1

±0.8

3.3

±0.6

0.09±

0.10

-0.64±

0.12

0.18±

0.08

-0.80±

0.07

PCC

e046

070343.3

-113306.00

202

1.75±

0.18

9.1

±0.9

2.7

±0.4

2.3

±0.5

-0.08±

0.10

-0.57±

0.15

0.82±

0.07

-0.79±

0.08

CMaC

e047

070423.4

-112414.72

256

3.24±

0.42

16.9

±2.2

5.4

±0.7

7.3

±0.9

-0.07±

0.13

-0.44±

0.18

1.00±

0.03

-0.76±

0.10

IND

e048

070509.7

-112823.79

252

6.96±

0.47

36.2

±2.4

--

0.76±

0.07

0.21±

0.07

0.86±

0.08

-0.03±

0.07

CMaC

e049

070422.8

-113047.06

183

1.39±

0.14

7.2

±0.7

2.3

±0.4

1.9

±0.4

-0.10±

0.10

-0.78±

0.14

0.79±

0.07

-0.89±

0.06

IND

e050

070414.7

-114217.31

173

1.73±

0.16

9.0

±0.9

-4.1

±0.5

0.65±

0.11

0.04±

0.10

0.96±

0.06

-0.26±

0.10

CMaC

e051

070333.5

-113425.92

198

1.84±

0.21

9.6

±1.1

1.4

±0.4

2.2

±0.5

0.08±

0.11

-0.64±

0.14

0.90±

0.09

-0.88±

0.07

CMaC

e052

070428.0

-114627.03

176

2.29±

0.24

11.9

±1.2

-3.4

±0.6

-0.21±

0.10

-0.58±

0.16

0.73±

0.13

-0.86±

0.07

IND

e053

070401.4

-113700.10

157

1.25±

0.13

6.5

±0.7

2.0

±0.3

1.7

±0.3

0.69±

0.16

0.29±

0.10

0.94±

0.09

-0.03±

0.12

CMaC

e054

070510.1

-112939.63

199

3.21±

0.33

16.7

±1.7

10.8

±1.7

--0.07±

0.10

-0.58±

0.15

0.76±

0.07

-0.85±

0.07

CMaC

e055

070401.3

-112843.73

145

1.95±

0.17

10.1

±0.9

--

-0.04±

0.09

-0.60±

0.12

0.83±

0.06

-0.80±

0.07

CMaC


Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

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)L(5

)X

CR

(cts/ks)

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)1

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0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

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(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

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)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

e056

070354.0

-113247.92

121

0.71±

0.12

3.7

±0.6

1.6

±0.3

1.3

±0.3

-0.22±

0.16

-0.95±

0.21

0.85±

0.12

-0.88±

0.12

CMaC

e057

070403.1

-113207.02

120

0.86±

0.11

4.5

±0.6

1.3

±0.3

2.2

±0.3

-0.05±

0.13

-0.39±

0.17

0.79±

0.09

-0.70±

0.10

CMaC

e058

070401.1

-113825.27

153

1.25±

0.13

6.5

±0.7

1.6

±0.3

1.9

±0.3

-0.17±

0.11

-0.46±

0.16

0.91±

0.06

-0.84±

0.07

CMaC

e059

070424.1

-112500.14

127

2.44±

0.24

12.7

±1.3

2.5

±0.6

3.9

±0.8

0.05±

0.10

-0.49±

0.13

0.76±

0.07

-0.68±

0.08

CMaC

e060

070405.4

-112854.99

120

1.57±

0.15

8.2

±0.8

2.1

±0.5

--0.07±

0.10

-0.49±

0.14

0.86±

0.06

-0.78±

0.07

PCC

e061

070350.0

-113214.08

107

0.75±

0.14

3.9

±0.7

-2.2

±0.4

-0.03±

0.19

-0.50±

0.25

0.48±

0.16

-0.78±

0.13

IND

e062

070415.2

-113356.12

114

—-

1.9

±0.3

2.4

±0.3

--

--

CMaC

e063

070423.4

-112716.35

137

1.16±

0.15

6.0

±0.8

2.0

±0.4

1.9

±0.4

-0.31±

0.12

-0.72±

0.24

0.83±

0.09

-0.89±

0.08

CMaC

e064

070434.4

-113447.54

116

1.92±

0.28

10.0

±1.5

2.0

±0.3

1.7

±0.3

0.27±

0.16

-0.30±

0.17

0.93±

0.08

-0.56±

0.12

PCC

e065

070353.1

-112933.99

106

1.49±

0.19

7.7

±1.0

8.5

±1.1

8.2

±1.0

-0.07±

0.13

-0.46±

0.18

0.47±

0.12

-0.78±

0.10

PF

e066

070422.1

-112226.73

122

2.20±

0.25

11.4

±1.3

2.6

±0.6

2.8

±0.7

-0.29±

0.12

-0.17±

0.17

1.00±

0.08

-0.75±

0.09

PCC

e067

070400.5

-113358.51

108

0.91±

0.12

4.7

±0.6

-1.9

±0.3

0.72±

0.13

-0.25±

0.13

0.87±

0.11

-0.47±

0.11

PCC

e068

070402.3

-112417.87

105

1.86±

0.24

9.7

±1.2

-2.9

±0.7

-0.14±

0.13

-0.54±

0.19

1.00±

0.04

-0.88±

0.08

PCC

e069

070442.0

-114627.50

97

1.80±

0.28

9.4

±1.4

2.8

±0.7

3.3

±0.7

-0.39±

0.14

-0.59±

0.33

1.00±

0.08

-0.88±

0.17

CMaC

e070

070454.2

-113836.29

57

1.43±

0.20

7.4

±1.0

2.0

±0.6

1.7

±0.4

-0.10±

0.14

-0.61±

0.20

0.68±

0.11

-0.79±

0.10

CMaC

e071

070420.3

-112429.89

59

1.36±

0.19

7.1

±1.0

2.3

±0.6

--0.15±

0.15

-0.30±

0.21

0.86±

0.11

-0.80±

0.11

CMaC

e072

070355.0

-113434.08

96

0.92±

0.12

4.8

±0.6

1.1

±0.3

1.7

±0.4

-0.12±

0.13

-0.72±

0.19

0.96±

0.06

-0.91±

0.08

CMaC

e073

070516.0

-113204.62

97

2.54±

0.30

13.2

±1.6

--

-0.12±

0.12

-0.47±

0.19

0.91±

0.08

-0.78±

0.09

CMaC

e074

070354.7

-113604.77

77

0.82±

0.11

4.3

±0.6

--

0.01±

0.13

-0.78±

0.18

0.84±

0.09

-0.88±

0.08

CMaC

e075

070403.2

-112806.24

65

0.92±

0.13

4.8

±0.7

1.2

±0.3

--0.19±

0.15

-0.38±

0.22

1.00±

0.05

-0.70±

0.12

PCC

e076

070338.6

-114248.31

92

1.23±

0.19

6.4

±1.0

2.8

±0.6

2.6

±0.5

0.18±

0.16

-0.36±

0.19

1.00±

0.10

-0.59±

0.13

CMaC

e077

070346.0

-112941.40

83

2.74±

0.30

14.3

±1.5

1.5

±0.4

-0.26±

0.11

-0.34±

0.14

0.50±

0.10

-0.52±

0.10

CMaC

e078

070358.8

-112935.22

72

1.16±

0.14

6.0

±0.7

--

0.14±

0.12

-0.79±

0.15

0.79±

0.10

-0.89±

0.08

CMaC

e079

070355.4

-113814.07

72

0.61±

0.10

3.2

±0.5

1.2

±0.3

1.6

±0.3

-0.17±

0.19

0.08±

0.22

0.91±

0.11

-0.60±

0.15

IND

e080

070401.7

-112614.83

44

1.36±

0.21

7.1

±1.1

-2.2

±0.5

1.00±

0.10

-0.14±

0.15

1.00±

0.14

-0.28±

0.16

CMaC

e081

070411.8

-112510.99

69

1.10±

0.18

5.7

±0.9

-1.9

±0.5

-0.11±

0.17

-0.39±

0.24

0.74±

0.13

-0.65±

0.13

CMaC

e082

070445.4

-112439.56

74

1.28±

0.25

6.7

±1.3

2.8

±0.6

3.9

±0.7

0.04±

0.19

-0.69±

0.28

1.00±

0.11

-0.78±

0.16

IND

e083

070345.4

-112919.57

53

—-

2.2

±0.5

2.2

±0.5

--

--

CMaC


Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

e084

070437.5

-112935.71

66

0.82±

0.14

4.3

±0.7

1.1

±0.4

1.4

±0.4

-0.33±

0.15

-0.48±

0.33

0.74±

0.13

-0.81±

0.13

CMaC

e085

070400.9

-112711.65

63

0.69±

0.12

3.6

±0.6

-1.4

±0.4

-0.15±

0.17

-0.89±

0.22

0.86±

0.14

-0.94±

0.09

CMaC

e086

070342.1

-113512.69

68

0.76±

0.12

4.0

±0.6

2.1

±0.6

1.5

±0.4

0.12±

0.15

-0.83±

0.21

0.85±

0.12

-0.78±

0.13

CMaC

e087

070416.0

-113333.36

41

0.51±

0.10

2.7

±0.5

0.9

±0.2

--0.44±

0.20

-0.10±

0.35

0.77±

0.14

-0.77±

0.15

CMaC

e088

070440.0

-114614.92

54

1.19±

0.20

6.2

±1.0

1.8

±0.5

1.8

±0.5

-0.31±

0.16

-0.83±

0.28

--

CMaC

e089

070356.9

-113910.64

61

0.72±

0.11

3.8

±0.6

1.0

±0.3

1.0

±0.3

-0.37±

0.15

-0.21±

0.25

0.85±

0.11

-0.74±

0.11

CMaC

e090

070438.3

-112648.37

80

1.26±

0.17

6.6

±0.9

2.7

±0.5

2.3

±0.6

0.95±

0.09

-0.03±

0.14

0.98±

0.09

-0.21±

0.15

PCC

e091

070358.1

-113240.65

50

0.51±

0.10

2.7

±0.5

-1.6

±0.3

0.63±

0.24

-0.19±

0.20

1.00±

0.13

-0.37±

0.18

PF

e092

070407.2

-112729.58

59

0.90±

0.13

4.7

±0.7

1.4

±0.3

1.8

±0.4

0.44±

0.22

0.30±

0.15

0.92±

0.14

-0.02±

0.16

IND

e093

070401.6

-112130.60

78

2.10±

0.27

10.9

±1.4

-4.7

±0.8

0.64±

0.15

0.00±

0.13

1.00±

0.06

-0.17±

0.13

PF

e094

070410.4

-113144.47

64

0.58±

0.12

3.0

±0.6

0.7

±0.2

1.3

±0.3

-0.23±

0.23

-0.06±

0.30

0.44±

0.19

-0.61±

0.17

CMaC

e095

070338.9

-113718.91

54

0.87±

0.14

4.5

±0.7

1.5

±0.4

1.4

±0.3

0.08±

0.17

-0.53±

0.23

0.81±

0.13

-0.78±

0.14

PCC

e096

070407.7

-114630.77

49

1.19±

0.18

6.2

±0.9

-1.7

±0.4

0.07±

0.15

-0.70±

0.20

-0.18±

0.13

-0.90±

0.11

IND

e097

070415.4

-114550.44

60

1.33±

0.18

6.9

±1.0

-1.6

±0.4

0.84±

0.15

0.21±

0.13

1.00±

0.09

0.04±

0.15

IND

e098

070433.5

-112627.61

54

—-

1.4

±0.5

2.3

±0.5

--

--

PCC

e099

070356.8

-113455.63

37

0.45±

0.09

2.3

±0.5

-0.9

±0.3

0.53±

0.18

-0.86±

0.21

1.00±

0.03

-0.97±

0.10

PCC

e100

070441.6

-113543.63

39

0.68±

0.12

3.6

±0.6

-1.4

±0.3

0.18±

0.22

0.11±

0.20

0.02±

0.14

-0.34±

0.15

IND

e101

070405.3

-112323.61

20

0.91±

0.22

4.8

±1.1

--

0.16±

0.30

-0.01±

0.28

--

IND

e102

070406.0

-112354.78

37

0.70±

0.17

3.7

±0.9

--

1.00±

0.25

-0.62±

0.22

1.00±

0.05

-0.66±

0.20

CMaC

e103

070358.0

-113003.65

19

0.49±

0.11

2.6

±0.6

--

-0.19±

0.22

-0.57±

0.33

0.62±

0.17

-0.88±

0.13

CMaC

e104

070352.8

-114015.69

54

0.85±

0.14

4.4

±0.7

-1.0

±0.3

0.20±

0.15

-0.58±

0.22

0.83±

0.11

-0.67±

0.13

CMaC

e105

070419.3

-113718.84

29

0.56±

0.09

2.9

±0.5

--

-0.07±

0.19

-0.10±

0.22

0.84±

0.15

-0.55±

0.15

CMaC

e106

070358.5

-113417.40

29

0.38±

0.09

2.0

±0.4

--

0.02±

0.21

-0.82±

0.30

1.00±

0.06

-0.96±

0.11

IND

e107

070353.5

-113446.49

21

0.45±

0.10

2.3

±0.5

--

0.09±

0.25

-0.24±

0.30

1.00±

0.07

-0.57±

0.21

CMaC

e108

070413.7

-113508.71

40

0.35±

0.08

1.8

±0.4

0.6

±0.2

--0.29±

0.20

-1.00±

0.48

0.93±

0.12

-0.84±

0.15

CMaC

e109

070408.1

-112352.35

38

1.28±

0.21

6.6

±1.1

--

-0.25±

0.16

-0.52±

0.28

1.00±

0.04

-0.88±

0.10

PCC

e110

070404.8

-112229.35

54

1.10±

0.22

5.7

±1.1

--

-0.04±

0.19

-0.55±

0.32

1.00±

0.06

-0.94±

0.11

CMaC

e111

070416.0

-112609.78

31

0.73±

0.13

3.8

±0.7

--

0.04±

0.18

-0.54±

0.25

0.53±

0.16

-0.76±

0.14

PCC


Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

e112

070439.8

-113356.30

46

—-

1.1

±0.3

1.1

±0.3

--

--

IND

e113

070408.9

-113955.03

28

0.41±

0.09

2.1

±0.5

--

-0.45±

0.20

-0.38±

0.50

0.64±

0.17

-0.70±

0.18

CMaC

e114

070432.0

-113315.14

25

0.32±

0.08

1.6

±0.4

--

0.02±

0.24

-0.87±

0.34

0.75±

0.19

-0.91±

0.14

IND

e115

070348.5

-113732.25

37

0.58±

0.11

3.0

±0.6

-1.4

±0.3

0.48±

0.25

0.26±

0.19

0.74±

0.27

-0.05±

0.20

PF

e116

070430.7

-112610.69

47

2.64±

0.37

13.8

±1.9

-1.4

±0.4

-0.33±

0.13

-0.40±

0.27

0.72±

0.13

-0.78±

0.12

CMaC

e117

070416.8

-114306.55

24

0.54±

0.12

2.8

±0.6

--

-0.37±

0.19

-0.52±

0.45

0.93±

0.13

-0.96±

0.10

IND

e118

070334.5

-113504.95

27

0.66±

0.13

3.4

±0.7

--

-0.04±

0.19

-0.64±

0.31

1.00±

0.13

-0.86±

0.14

PCC

e119

070351.7

-114000.55

21

0.59±

0.11

3.1

±0.6

--

-0.07±

0.23

0.06±

0.25

0.53±

0.19

-0.34±

0.18

CMaC

e120

070416.6

-112741.97

42

0.63±

0.12

3.3

±0.6

--

-0.12±

0.18

-0.45±

0.32

0.84±

0.16

-0.82±

0.15

CMaC

e121

070512.3

-113241.55

56

1.45±

0.25

7.6

±1.3

2.7

±0.8

2.7

±0.8

-0.09±

0.17

-0.49±

0.27

0.88±

0.14

-0.81±

0.13

PCC

e122

070420.1

-113214.53

23

0.48±

0.09

2.5

±0.5

--

0.15±

0.23

0.01±

0.22

1.00±

0.04

-0.45±

0.18

PCC

e123

070501.9

-113826.18

26

0.79±

0.16

4.1

±0.8

--

-0.15±

0.20

-1.00±

0.16

0.91±

0.15

-1.00±

0.05

CMaC

e124

070459.2

-112754.82

34

1.25±

0.24

6.5

±1.3

-1.5

±0.5

0.06±

0.20

-0.43±

0.27

0.79±

0.14

-0.74±

0.15

IND

e125

070404.4

-112420.55

15

—-

--

--

--

PCC

e126

070422.1

-113930.62

29

0.37±

0.08

1.9

±0.4

--

-0.36±

0.22

-1.00±

0.38

0.73±

0.19

-1.00±

0.13

PCC

e127

070406.7

-114446.18

38

0.73±

0.13

3.8

±0.7

-1.1

±0.3

-0.42±

0.17

-1.00±

0.20

1.00±

0.03

-1.00±

0.05

PCC

e128

070419.9

-114407.89

36

0.46±

0.12

2.4

±0.6

-1.9

±0.4

0.28±

0.25

-0.63±

0.32

0.52±

0.25

-0.65±

0.20

CMaC

e129

070414.6

-113953.42

36

0.57±

0.10

3.0

±0.5

1.2

±0.3

--0.11±

0.18

-0.47±

0.26

0.76±

0.13

-0.69±

0.13

PCC

e130

070421.6

-112913.14

31

0.47±

0.10

2.5

±0.5

1.0

±0.3

--0.01±

0.20

-0.84±

0.28

1.00±

0.09

-0.95±

0.13

IND

e131

070339.5

-113203.96

20

0.43±

0.10

2.2

±0.5

--

-0.09±

0.22

-0.82±

0.35

1.00±

0.16

-0.85±

0.18

PCC

e132

070440.4

-113031.74

23

0.50±

0.11

2.6

±0.6

--

-0.75±

0.19

-0.06±

0.68

1.00±

0.11

-0.88±

0.14

IND

e133

070347.4

-114508.64

32

0.86±

0.17

4.5

±0.9

-1.8

±0.4

0.91±

0.27

0.48±

0.18

1.00±

0.93

0.20±

0.28

PCC

e134

070515.2

-113055.66

31

0.98±

0.21

5.1

±1.1

--

-0.05±

0.20

-1.00±

0.35

1.00±

0.15

-1.00±

0.20

CMaC

e135

070445.2

-112950.48

26

0.64±

0.13

3.3

±0.7

--

-0.14±

0.20

-0.77±

0.31

0.63±

0.18

-0.92±

0.13

PCC

e136

070445.7

-113758.45

27

0.39±

0.09

2.0

±0.5

--

-0.64±

0.21

-1.00±

0.57

0.51±

0.19

-1.00±

0.10

PCC

e137

070410.8

-113433.07

23

0.41±

0.08

2.1

±0.4

-1.0

±0.2

0.98±

0.14

0.02±

0.19

0.62±

0.24

-0.15±

0.20

IND

e138

070403.5

-113802.15

24

0.32±

0.08

1.7

±0.4

--

-0.19±

0.25

-1.00±

0.21

0.47±

0.22

-1.00±

0.07

PF

e139

070501.4

-113116.08

30

0.82±

0.18

4.3

±0.9

-2.6

±0.6

1.00±

0.29

0.01±

0.21

1.00±

0.11

-0.32±

0.24

IND


Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

e140

070407.4

-112135.25

27

0.79±

0.21

4.1

±1.1

--

-0.55±

0.26

-0.04±

0.57

--

CMaC

e141

070417.9

-112818.87

31

0.55±

0.10

2.8

±0.5

--

-0.32±

0.18

-0.73±

0.32

0.74±

0.15

-0.99±

0.07

PCC

e142

070352.6

-113905.63

18

0.31±

0.07

1.6

±0.4

--

-0.35±

0.23

-0.99±

0.34

0.62±

0.21

-1.00±

0.12

PCC

e143

070420.9

-112935.90

20

0.46±

0.10

2.4

±0.5

--

-0.21±

0.23

-0.32±

0.37

0.92±

0.13

-0.50±

0.19

CMaC

e144

070501.1

-114125.68

24

0.56±

0.14

2.9

±0.7

--

-0.92±

0.17

-1.00±

4.92

0.66±

0.22

-0.94±

0.12

PF

e145

070449.7

-113115.77

28

0.72±

0.14

3.7

±0.7

--

0.84±

0.28

0.34±

0.18

0.35±

0.29

0.11±

0.22

IND

e146

070424.8

-112522.53

18

0.61±

0.15

3.2

±0.8

1.9

±0.5

-0.30±

0.40

0.43±

0.25

1.00±

0.19

0.16±

0.27

PF

e147

070420.7

-112549.24

17

0.52±

0.12

2.7

±0.6

--

-0.15±

0.23

-0.90±

0.36

1.00±

0.07

-1.00±

0.18

IND

e148

070430.7

-112310.31

16

0.79±

0.18

4.1

±0.9

--

0.43±

0.28

0.13±

0.24

1.00±

0.07

-0.02±

0.22

IND

e149

070416.0

-113700.24

18

0.39±

0.08

2.0

±0.4

--

0.40±

0.33

0.37±

0.20

1.00±

0.13

-0.06±

0.23

PCC

e150

070357.6

-112533.31

26

0.53±

0.14

2.7

±0.7

--

-0.44±

0.25

-0.06±

0.46

--

CMaC

e151

070507.6

-114157.55

18

1.18±

0.23

6.1

±1.2

--

0.22±

0.21

-0.14±

0.24

0.90±

0.15

-0.51±

0.18

IND

e152

070501.1

-113609.33

23

1.01±

0.18

5.3

±0.9

--

0.18±

0.19

-0.21±

0.22

0.07±

0.15

-0.53±

0.16

PCC

e153

070426.5

-113218.61

17

0.38±

0.09

2.0

±0.5

--

-0.56±

0.28

0.48±

0.34

0.69±

0.24

-0.50±

0.22

IND

e154

070414.3

-112314.36

23

0.90±

0.22

4.7

±1.2

--

0.19±

0.27

-0.25±

0.31

1.00±

0.07

-0.67±

0.22

PF

e155

070511.1

-113850.52

23

0.78±

0.18

4.1

±0.9

--

0.03±

0.22

-1.00±

0.27

0.73±

0.17

-1.00±

0.09

PCC

e156

070440.3

-113627.05

15

0.36±

0.10

1.9

±0.5

--

-0.21±

0.23

-1.00±

0.68

0.77±

0.21

-1.00±

0.20

IND

e157

070350.1

-112737.66

18

0.53±

0.13

2.8

±0.7

--

-0.08±

0.30

0.13±

0.29

--

PCC

e161

070352.6

-112612.52

22

0.65±

0.14

3.4

±0.7

-2.2

±0.5

-0.02±

0.22

-0.41±

0.30

0.44±

0.20

-0.81±

0.16

PF

e163

070453.8

-113653.67

20

0.62±

0.13

3.2

±0.7

--

0.15±

0.25

0.05±

0.25

1.00±

0.06

-0.40±

0.21

PCC

e164

070433.7

-113529.85

21

0.30±

0.08

1.6

±0.4

--

-0.27±

0.24

-1.00±

0.70

0.80±

0.19

-1.00±

0.06

CMaC

e165

070442.1

-113256.75

17

0.65±

0.12

3.4

±0.6

--

0.97±

0.11

-0.04±

0.18

0.98±

0.14

-0.22±

0.19

PCC

e167

070512.3

-113641.79

17

0.42±

0.14

2.2

±0.7

--

-1.00±

0.24

1.00±

14.52

--

IND

e168

070428.5

-113849.48

19

—-

--

--

--

IND

e169

070411.3

-113949.47

15

0.34±

0.08

1.8

±0.4

--

1.00±

0.35

0.63±

0.19

0.92±

0.64

0.63±

0.27

PCC

e173

070347.6

-112730.33

19

0.50±

0.13

2.6

±0.7

--

0.33±

0.23

-1.00±

0.35

0.53±

0.20

-1.00±

0.09

IND

e175

070330.3

-113200.92

31

0.46±

0.11

2.4

±0.6

1.9

±0.5

1.6

±0.4

0.38±

0.28

-0.13±

0.26

0.77±

0.22

-0.49±

0.21

PCC

e177

070416.5

-112953.64

17

0.37±

0.09

1.9

±0.5

-0.9

±0.3

-0.74±

0.57

0.94±

0.13

--

PCC


Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

e181

070504.2

-112248.02

20

0.92±

0.25

4.8

±1.3

--

-0.54±

0.25

-0.51±

0.64

--

IND

e183

070507.2

-113023.12

22

1.46±

0.25

7.6

±1.3

2.4

±0.7

-0.73±

0.21

0.03±

0.17

0.70±

0.21

-0.34±

0.18

PF

e184

070452.0

-112454.07

16

—-

--

--

--

IND

e185

070406.5

-114220.58

19

0.62±

0.11

3.2

±0.6

--

1.00±

0.24

0.36±

0.17

1.00±

0.38

0.15±

0.22

IND

e186

070430.9

-113430.87

16

—-

--

--

--

PCC

e190

070352.5

-112312.82

20

0.70±

0.17

3.7

±0.9

1.9

±0.6

--0.37±

0.22

-1.00±

0.61

1.00±

0.21

-1.00±

0.14

PCC

e191

070442.6

-114404.86

19

0.60±

0.14

3.1

±0.7

--

0.31±

0.22

-0.77±

0.28

0.88±

0.17

-0.77±

0.18

IND

e193

070407.1

-113942.56

17

—-

-1.1

±0.3

--

--

PCC

e194

070511.6

-113433.41

17

0.86±

0.20

4.5

±1.0

--

0.02±

0.23

-0.38±

0.33

1.00±

0.12

-0.80±

0.18

PCC

e195

070416.3

-112345.03

58

—-

1.9

±0.5

3.1

±0.7

--

--

PCC

e198

070355.9

-114309.50

17

—-

--

--

--

PCC

e202

070512.3

-113525.37

21

—-

--

--

--

PCC

e203

070439.3

-112608.43

16

0.59±

0.14

3.1

±0.7

--

0.11±

0.23

-0.62±

0.32

1.00±

0.07

-1.00±

0.22

PF

e205

070415.4

-112128.41

18

—-

--

--

--

PCC

e212

070427.8

-112716.73

18

0.34±

0.09

1.8

±0.5

1.0

±0.3

-0.23±

0.25

-1.00±

0.27

0.34±

0.23

-1.00±

0.19

PCC

e214

070509.2

-113447.06

15

0.89±

0.19

4.7

±1.0

--

-0.41±

0.29

0.57±

0.23

0.06±

0.24

-0.20±

0.23

IND

e220

070343.1

-113812.12

16

—-

1.1

±0.3

--

--

-IN

D

e336

070345.9

-113916.22

15

—-

1.4

±0.4

--

--

-IN

D

e359

070400.8

-112320.13

29

—-

-4.5

±0.9

--

--

PF

e378

070356.4

-112945.68

15

—-

-1.7

±0.4

--

--

IND

c001

070243.9

-112727.25

1.515

6.03±

0.29

31.4

±1.5

10.0

±0.7

10.6

±0.7

0.16±

0.05

-0.41±

0.06

0.92±

0.02

-0.65±

0.04

CMaC

c002

070302.9

-112623.63

1.203

3.84±

0.20

20.0

±1.0

7.4

±0.6

7.0

±0.6

0.21±

0.05

-0.54±

0.06

0.95±

0.02

-0.68±

0.04

PCC

c003

070250.1

-112432.29

852

3.82±

0.21

19.9

±1.1

5.9

±0.6

5.6

±0.5

0.37±

0.06

-0.34±

0.06

0.94±

0.03

-0.54±

0.05

PCC

c004

070256.0

-112828.58

539

2.65±

0.18

13.8

±0.9

5.8

±0.6

5.0

±0.5

0.61±

0.07

-0.23±

0.07

1.00±

0.02

-0.38±

0.06

PCC

c005

070335.5

-112619.75

478

2.61±

0.21

13.6

±1.1

4.7

±0.6

5.2

±0.6

0.01±

0.08

-0.66±

0.10

0.85±

0.05

-0.81±

0.05

CMaC

c006

070300.7

-112622.03

314

1.80±

0.14

9.3

±0.8

3.2

±0.4

3.6

±0.4

0.37±

0.09

-0.02±

0.09

1.00±

0.05

-0.29±

0.08

IND

c007

070337.2

-113112.44

379

3.13±

0.25

16.3

±1.3

5.2

±0.7

4.8

±0.7

0.19±

0.09

-0.07±

0.09

0.71±

0.07

-0.41±

0.07

IND

c008

070259.2

-112723.47

438

2.14±

0.16

11.1

±0.8

3.9

±0.6

3.3

±0.4

0.10±

0.07

-0.63±

0.09

1.00±

0.01

-0.77±

0.05

CMaC


Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

c009

070242.6

-112709.23

137

—-

3.2

±0.5

2.7

±0.4

--

--

PCC

c011

070230.4

-112222.08

231

1.73±

0.18

9.0

±0.9

2.1

±0.4

2.0

±0.4

-0.59±

0.09

-0.61±

0.26

0.63±

0.07

-0.95±

0.05

CMaC

c012

070236.2

-112457.85

199

1.39±

0.14

7.2

±0.8

2.1

±0.4

2.5

±0.4

0.03±

0.10

-0.83±

0.13

0.63±

0.09

-0.94±

0.05

PCC

c013

070245.0

-113513.07

208

1.46±

0.17

7.6

±0.9

3.2

±0.7

3.0

±0.5

-0.48±

0.10

-1.00±

0.29

0.60±

0.08

-0.95±

0.06

IND

c015

070246.0

-112803.77

147

2.23±

0.29

11.6

±1.5

1.5

±0.3

1.2

±0.3

-0.11±

0.13

-0.34±

0.19

0.62±

0.10

-0.68±

0.10

CMaC

c016

070346.1

-112359.07

168

2.06±

0.23

10.7

±1.2

-3.6

±0.6

0.33±

0.11

-0.57±

0.14

0.87±

0.07

-0.68±

0.09

PCC

c017

070248.3

-112422.31

108

—-

2.0

±0.4

1.8

±0.3

--

--

IND

c018

070336.2

-112751.74

160

1.46±

0.17

7.6

±0.9

2.9

±0.5

3.6

±0.6

1.00±

0.11

0.59±

0.10

1.00±

0.08

0.46±

0.12

IND

c019

070236.6

-112810.03

139

1.28±

0.15

6.6

±0.8

2.5

±0.4

2.0

±0.4

0.02±

0.12

-0.60±

0.16

0.88±

0.07

-0.79±

0.08

CMaC

c020

070247.5

-112507.77

125

—-

2.6

±0.4

2.3

±0.4

--

1.00±

0.17

-0.14±

0.23

IND

c021

070248.2

-111816.47

149

1.73±

0.19

9.0

±1.0

-2.8

±0.5

-0.31±

0.11

-0.68±

0.21

0.87±

0.08

-0.92±

0.07

CMaC

c022

070252.8

-112703.23

119

0.78±

0.10

4.1

±0.5

-1.6

±0.3

0.11±

0.12

-0.83±

0.18

0.88±

0.09

-1.00±

0.03

CMaC

c023

070246.4

-112656.13

109

1.06±

0.13

5.5

±0.7

1.1

±0.3

1.5

±0.3

0.20±

0.13

-0.41±

0.14

1.00±

0.05

-0.61±

0.09

CMaC

c024

070303.1

-112549.48

76

0.54±

0.09

2.8

±0.5

1.2

±0.3

0.8

±0.2

-0.75±

0.14

-0.45±

0.60

0.87±

0.12

-1.00±

0.07

PCC

c025

070311.4

-113511.37

109

1.13±

0.15

5.9

±0.8

1.8

±0.4

2.0

±0.5

0.27±

0.13

-0.62±

0.16

1.00±

0.06

-0.79±

0.09

CMaC

c026

070243.7

-112347.77

110

1.04±

0.13

5.4

±0.7

1.5

±0.3

1.7

±0.3

-0.19±

0.12

-0.45±

0.21

0.93±

0.07

-0.71±

0.10

CMaC

c027

070249.1

-113037.50

90

0.87±

0.11

4.5

±0.6

1.0

±0.3

1.0

±0.3

0.04±

0.14

-0.41±

0.18

0.67±

0.14

-0.66±

0.11

CMaC

c028

070256.3

-112217.53

92

0.45±

0.12

2.3

±0.6

1.8

±0.5

1.6

±0.3

-0.22±

0.23

-1.00±

0.61

0.86±

0.18

-1.00±

0.18

PCC

c029

070312.7

-112837.97

81

0.82±

0.11

4.3

±0.6

1.3

±0.3

0.9

±0.3

0.56±

0.13

-0.31±

0.15

0.76±

0.13

-0.47±

0.12

PCC

c030

070249.3

-112545.34

85

0.81±

0.11

4.2

±0.6

-1.2

±0.3

0.09±

0.14

-0.50±

0.19

1.00±

0.05

-0.73±

0.11

PCC

c031

070311.8

-113013.17

84

0.65±

0.10

3.4

±0.5

0.8

±0.2

1.0

±0.3

0.14±

0.14

-0.74±

0.20

0.97±

0.07

-0.79±

0.11

PCC

c032

070333.1

-111749.57

106

1.95±

0.24

10.1

±1.2

-2.8

±0.6

-0.12±

0.13

-0.30±

0.18

1.00±

0.10

-0.81±

0.12

PCC

c033

070246.5

-113258.69

95

0.92±

0.13

4.8

±0.7

1.1

±0.3

1.7

±0.4

-0.07±

0.14

-0.45±

0.21

0.72±

0.12

-0.74±

0.11

PCC

c034

070259.1

-113002.27

70

0.67±

0.10

3.5

±0.5

0.9

±0.2

-0.60±

0.18

0.07±

0.15

1.00±

0.11

-0.16±

0.15

IND

c035

070243.1

-112554.89

61

0.65±

0.10

3.4

±0.5

1.0

±0.3

0.9

±0.3

0.05±

0.16

-0.64±

0.22

1.00±

0.07

-0.75±

0.12

PCC

c036

070309.9

-111610.39

79

1.75±

0.21

9.1

±1.1

-2.0

±0.5

-0.09±

0.12

-0.64±

0.17

1.00±

0.04

-0.74±

0.11

PCC

c037

070258.3

-112841.26

59

—-

-1.3

±0.3

--

--

IND

c039

070253.2

-113051.29

74

0.75±

0.11

3.9

±0.6

1.1

±0.3

1.3

±0.3

0.22±

0.14

-0.57±

0.18

1.00±

0.04

-0.76±

0.11

PCC


Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

c040

070304.6

-112153.65

81

1.17±

0.13

6.1

±0.7

--

1.00±

0.12

0.23±

0.11

1.00±

0.03

0.08±

0.12

IND

c041

070240.0

-112824.06

65

0.57±

0.10

3.0

±0.5

1.3

±0.3

1.4

±0.3

-0.18±

0.17

-0.89±

0.28

1.00±

0.04

-0.85±

0.14

PCC

c042

070242.3

-112803.21

48

0.66±

0.11

3.4

±0.6

-1.0

±0.3

0.03±

0.17

-0.63±

0.24

0.93±

0.10

-0.77±

0.12

CMaC

c043

070340.5

-112328.00

54

0.96±

0.16

5.0

±0.8

1.4

±0.4

1.4

±0.4

-0.11±

0.17

-0.24±

0.25

0.95±

0.09

-0.57±

0.15

CMaC

c044

070254.3

-112515.38

35

0.62±

0.10

3.2

±0.5

-0.8

±0.2

0.16±

0.17

-0.44±

0.22

0.63±

0.14

-0.67±

0.13

PCC

c045

070303.5

-111914.68

22

0.47±

0.11

2.4

±0.6

--

-0.55±

0.25

0.44±

0.33

1.00±

0.31

-0.29±

0.22

PCC

c046

070332.8

-113211.34

64

0.78±

0.13

4.1

±0.7

-1.3

±0.4

-0.64±

0.14

-0.26±

0.44

0.56±

0.13

-0.86±

0.13

CMaC

c047

070355.6

-112802.57

50

—-

2.9

±0.6

3.8

±0.7

--

--

PCC

c048

070241.2

-113407.10

64

1.16±

0.23

6.1

±1.2

-2.4

±0.5

0.75±

0.29

0.45±

0.18

--

IND

c050

070248.8

-111751.15

27

0.65±

0.14

3.4

±0.7

-2.5

±0.5

0.50±

0.28

0.15±

0.23

1.00±

0.10

-0.05±

0.21

IND

c051

070347.5

-113145.73

19

—-

3.2

±0.5

2.0

±0.5

--

--

PCC

c052

070253.1

-113006.86

30

0.53±

0.09

2.8

±0.5

--

0.60±

0.18

-0.18±

0.19

0.99±

0.09

-0.37±

0.16

PCC

c053

070327.3

-113251.19

33

0.65±

0.12

3.4

±0.6

-1.3

±0.4

0.79±

0.17

-0.31±

0.18

0.55±

0.21

-0.41±

0.16

PCC

c054

070154.0

-112913.17

31

1.38±

0.26

7.2

±1.4

--

-0.46±

0.19

0.11±

0.33

0.50±

0.18

-0.63±

0.17

IND

c055

070339.0

-112755.86

36

0.77±

0.14

4.0

±0.7

-1.4

±0.4

0.82±

0.18

-0.14±

0.18

1.00±

0.04

-0.31±

0.17

PCC

c056

070228.1

-113100.58

21

0.48±

0.12

2.5

±0.6

--

0.42±

0.23

-0.79±

0.29

1.00±

0.10

-1.00±

0.09

CMaC

c057

070340.0

-112946.63

30

0.47±

0.12

2.5

±0.6

-1.2

±0.4

-0.55±

0.23

-0.25±

0.63

0.75±

0.24

-0.91±

0.16

CMaC

c058

070247.6

-113726.21

33

0.57±

0.14

3.0

±0.7

--

-0.43±

0.24

-1.00±

0.57

1.00±

0.07

-0.93±

0.11

PCC

c059

070326.2

-112334.67

21

0.31±

0.08

1.6

±0.4

--

-0.15±

0.23

-1.00±

0.40

1.00±

0.09

-0.98±

0.17

PCC

c060

070308.9

-112556.97

27

0.39±

0.08

2.0

±0.4

0.8

±0.2

1.0

±0.3

0.57±

0.26

0.06±

0.22

1.00±

0.11

-0.40±

0.23

IND

c061

070256.7

-112201.54

17

—-

-1.1

±0.3

--

--

PCC

c062

070230.6

-111903.50

28

0.74±

0.16

3.9

±0.8

--

0.19±

0.21

-0.27±

0.29

1.00±

0.04

-0.58±

0.21

IND

c063

070303.5

-112445.75

21

—-

--

--

--

IND

c064

070236.6

-113505.51

29

0.74±

0.15

3.8

±0.8

--

0.61±

0.21

-0.05±

0.21

0.81±

0.21

-0.23±

0.19

IND

c065

070259.4

-113157.42

17

0.30±

0.07

1.6

±0.4

--

0.40±

2.85

0.97±

0.10

-0.75±

0.54

0.92±

0.19

IND

c066

070222.0

-112639.11

28

0.88±

0.16

4.6

±0.8

--

0.76±

0.20

0.07±

0.19

0.43±

0.24

0.01±

0.18

IND

c067

070326.2

-113459.95

21

0.60±

0.13

3.1

±0.7

-1.3

±0.4

-0.26±

0.20

-0.40±

0.39

0.66±

0.18

-0.85±

0.17

CMaC

c071

070334.7

-112750.35

17

0.27±

0.08

1.4

±0.4

--

-0.68±

0.29

-1.00±

0.56

--

PCC


Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

c072

070320.0

-112800.95

28

0.42±

0.09

2.2

±0.5

--

0.16±

0.20

-0.52±

0.29

1.00±

0.18

-0.59±

0.18

PCC

c073

070311.1

-113923.43

46

—-

24.3

±4.2

--

--

-IN

D

c074

070312.2

-112432.00

27

—-

-1.1

±0.3

--

--

IND

c075

070247.6

-112259.03

22

0.28±

0.07

1.5

±0.3

--

-0.89±

0.17

-1.00±

1.65

0.84±

0.18

-1.00±

0.06

PCC

c078

070212.5

-112237.29

21

0.58±

0.16

3.0

±0.8

--

-0.06±

0.26

-0.55±

0.46

--

IND

c080

070227.5

-113458.50

22

0.66±

0.19

3.4

±1.0

-0.9

±0.4

-0.70±

0.25

-1.00±

1.33

0.48±

0.23

-1.00±

0.13

PCC

c082

070300.7

-112246.20

19

0.37±

0.08

1.9

±0.4

--

0.46±

0.19

-0.78±

0.26

1.00±

0.13

-0.89±

0.15

CMaC

c086

070322.7

-113826.06

22

0.69±

0.17

3.6

±0.9

--

0.76±

0.37

0.43±

0.21

--

IND

c090

070230.0

-113914.20

21

0.78±

0.20

4.0

±1.0

--

-0.78±

0.21

0.41±

0.55

-0.06±

0.27

-1.00±

0.23

IND

c091

070302.6

-112819.24

15

—-

--

--

--

IND

c097

070315.4

-112819.18

17

0.37±

0.09

1.9

±0.5

0.8

±0.2

-0.72±

0.20

-0.82±

0.21

0.75±

0.19

-0.88±

0.15

PCC

c100

070221.8

-111519.54

23

0.94±

0.22

4.9

±1.1

--

-0.08±

0.23

-0.56±

0.40

0.55±

0.19

-0.93±

0.14

CMaC

c102

070252.2

-111708.24

20

0.78±

0.15

4.0

±0.8

--

0.44±

0.33

0.47±

0.17

1.00±

0.06

0.26±

0.19

IND

c107

070318.3

-113511.90

16

0.33-0.08

-1.2

±0.4

--

--

-IN

D

c114

070323.3

-112914.17

16

—-

--

--

--

IND

c117

070249.8

-111937.34

16

-±

-1.7

±0.4

--

-0.77±

0.22

-1.00±

1.33

0.88±

0.17

-1.00±

0.10

PCC

c119

070257.3

-112036.05

19

1.00±

0.27

5.2

±1.4

-1.1

±0.3

-0.26±

0.27

-0.89±

0.41

1.00±

0.15

-1.00±

0.15

PCC

c124

070244.4

-112028.30

15

0.41±

0.10

2.1

±0.5

--

-0.29±

0.21

-0.83±

0.47

0.70±

0.23

-1.00±

0.08

PCC

c126

070260.0

-113944.28

16

0.72±

0.17

3.7

±0.9

--

1.00±

0.31

0.45±

0.21

--

IND

c136

070226.4

-113409.10

17

0.73±

0.16

3.8

±0.8

--

-1.00±

0.46

1.00±

0.06

-1.00±

5.33

1.00±

0.28

IND

s001

070257.9

-114623.30

379

2.35±

0.22

12.2

±1.2

3.1

±0.5

3.6

±0.5

-0.78±

0.07

-0.98±

0.22

0.75±

0.07

-0.99±

0.02

CMaC

s002

070251.0

-114554.02

169

0.95±

0.16

4.9

±0.8

-2.0

±0.5

-0.21±

0.17

-0.81±

0.27

0.70±

0.14

-1.00±

0.13

CMaC

s003

070308.0

-115306.10

157

1.75±

0.22

9.1

±1.1

3.0

±0.6

2.2

±0.5

-0.45±

0.11

-1.00±

0.32

0.54±

0.10

-0.97±

0.06

CMaC

s004

070307.6

-113935.63

123

2.37±

0.28

12.3

±1.5

4.0

±0.8

5.3

±0.9

0.17±

0.13

-0.29±

0.15

0.81±

0.10

-0.59±

0.10

IND

s005

070226.3

-115506.74

95

1.82±

0.18

9.5

±0.9

-2.1

±0.4

0.82±

0.10

0.27±

0.10

1.00±

0.04

0.06±

0.11

IND

s006

070212.8

-114649.64

20

—-

0.6

±0.2

--

--

-PCC

s007

070253.1

-115417.32

121

—-

-3.0

±0.6

--

--

PCC

s008

070201.9

-114538.55

103

0.82±

0.11

4.3

±0.6

-0.9

±0.3

-0.21±

0.13

-0.92±

0.17

0.33±

0.12

-0.93±

0.07

CMaC


Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

s009

070331.5

-114811.62

97

2.75±

0.36

14.3

±1.9

--

-0.23±

0.13

-0.46±

0.23

0.39±

0.11

-0.86±

0.09

CMaC

s010

070216.1

-113354.15

66

1.01±

0.20

5.3

±1.0

2.7

±0.6

-0.37±

0.21

-0.21±

0.23

0.97±

0.12

-0.40±

0.18

CMaC

s011

070250.4

-115343.58

80

0.73±

0.15

3.8

±0.8

-9.4

±1.5

0.06±

0.22

-0.30±

0.30

0.85±

0.17

-0.74±

0.18

CMaC

s012

070158.4

-115739.36

52

1.15±

0.21

6.0

±1.1

2.4

±0.6

-0.49±

0.21

-0.05±

0.19

0.78±

0.22

-0.30±

0.17

IND

s013

070211.9

-114847.09

42

0.57±

0.10

3.0

±0.5

-1.2

±0.3

0.83±

0.27

0.58±

0.14

1.00±

0.17

0.40±

0.19

IND

s014

070252.3

-115341.63

33

—-

--

--

--

IND

s015

070201.1

-115514.63

31

0.90±

0.17

4.7

±0.9

1.7

±0.4

-0.32±

0.41

0.65±

0.16

-0.47±

0.16

0.14±

0.22

IND

s016

070216.6

-115055.09

42

0.37±

0.09

1.9

±0.4

0.6

±0.2

0.9

±0.2

-0.19±

0.22

-0.53±

0.40

0.44±

0.21

-0.77±

0.16

IND

s017

070257.9

-115428.52

47

1.23±

0.23

6.4

±1.2

1.7

±0.5

--0.16±

0.35

0.66±

0.17

1.00±

0.12

0.13±

0.22

IND

s018

070244.3

-114107.08

41

0.48±

0.10

2.5

±0.5

--

-0.74±

0.17

-1.00±

1.29

0.56±

0.17

-0.90±

0.15

CMaC

s019

070223.2

-114307.40

37

0.48±

0.09

2.5

±0.5

--

0.31±

0.18

-0.68±

0.27

0.68±

0.18

-0.94±

0.11

CMaC

s020

070210.3

-114138.58

34

0.48±

0.10

2.5

±0.5

1.2

±0.3

-0.12±

0.20

-1.00±

0.16

1.00±

0.06

-1.00±

0.11

PCC

s021

070233.8

-115109.84

36

0.52±

0.10

2.7

±0.5

1.0

±0.3

1.4

±0.3

1.00±

0.15

0.51±

0.17

0.55±

0.48

0.47±

0.23

IND

s022

070220.0

-114842.34

24

0.44±

0.12

2.3

±0.6

-1.0

±0.3

1.00±

0.14

0.25±

0.25

--

IND

s023

070302.1

-114353.41

32

0.42±

0.11

2.2

±0.6

--

-0.62±

0.23

-1.00±

0.89

0.62±

0.27

-1.00±

0.15

PCC

s024

070316.8

-115401.41

22

1.11±

0.24

5.8

±1.2

--

0.01±

0.22

-0.33±

0.31

0.64±

0.19

-0.51±

0.18

IND

s025

070222.9

-113904.14

23

0.46±

0.12

2.4

±0.6

--

-0.01±

0.22

-1.00±

0.54

1.00±

0.14

-0.85±

0.18

PCC

s027

070209.7

-114404.21

17

0.46±

0.10

2.4

±0.5

--

1.00±

0.26

0.53±

0.18

1.00±

0.29

0.34±

0.26

IND

s028

070259.0

-114330.88

21

0.36±

0.11

1.8

±0.6

--

-0.38±

0.29

-0.51±

0.61

--

PF

s029

070233.9

-115721.87

24

0.55±

0.14

2.9

±0.7

--

0.39±

0.40

0.30±

0.25

--

IND

s030

070203.3

-114045.19

16

0.60±

0.13

3.1

±0.7

--

0.47±

0.33

0.41±

0.21

1.00±

0.46

0.00±

0.25

IND

s031

070306.7

-115750.49

18

0.98±

0.22

5.1

±1.2

--

0.14±

0.24

-0.15±

0.29

1.00±

0.08

-0.50±

0.23

PCC

s032

070213.1

-114237.50

16

0.39±

0.08

2.0

±0.4

--

-0.61±

0.18

-1.00±

0.65

0.40±

0.18

-1.00±

0.10

PCC

s033

070220.2

-114759.02

16

0.29±

0.07

1.5

±0.4

--

0.04±

0.24

-0.90±

0.32

0.19±

0.20

-1.00±

0.24

IND

s039

070233.8

-114741.20

17

0.35±

0.08

1.8

±0.4

--

1.00±

0.21

0.54±

0.19

0.13±

0.55

0.51±

0.25

IND

s041

070220.6

-114209.19

17

0.29±

0.07

1.5

±0.4

--

-0.54±

0.24

-1.00±

0.48

0.17±

0.21

-1.00±

0.14

PCC

s044

070215.1

-115644.63

16

—-

-1.2

±0.3

--

--

PCC

s114

070227.4

-115408.06

37

0.70±

0.12

3.7

±0.6

-1.0

±0.3

0.35±

0.40

0.67±

0.15

1.00±

0.17

0.41±

0.20

IND


Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

s119

070207.6

-113603.73

20

0.59±

0.17

3.1

±0.9

--

-0.66±

0.27

0.25±

0.60

1.00±

0.06

-0.80±

0.24

PCC

w001

070037.4

-111445.07

18.701

79.2

±1.4

412.1

±7.1

117.6

±3.0

117.7

±3.1

-0.28±

0.02

-0.75±

0.02

0.63±

0.01

-0.91±

0.01

CMaC

w002

070043.3

-111715.10

443

3.22±

0.25

16.8

±1.3

4.3

±0.6

4.4

±0.6

-0.25±

0.07

-0.76±

0.12

0.82±

0.05

-0.85±

0.05

CMaC

w003

070152.5

-112017.71

444

3.18±

0.23

16.6

±1.2

5.0

±0.8

5.1

±0.6

0.12±

0.08

-0.40±

0.09

0.80±

0.05

-0.73±

0.06

CMaC

w004

070126.9

-112822.35

483

3.62±

0.25

18.8

±1.3

-5.0

±0.6

-0.39±

0.07

-0.48±

0.12

0.60±

0.05

-0.83±

0.04

CMaC

w005

070150.5

-111640.15

331

1.39±

0.31

7.2

±1.6

6.8

±0.7

5.7

±0.7

-0.14±

0.22

-0.49±

0.35

0.43±

0.18

-0.80±

0.17

CMaC

w006

070129.1

-112130.28

276

1.74±

0.15

9.1

±0.8

2.0

±0.3

2.3

±0.3

-0.04±

0.09

-0.64±

0.12

0.84±

0.06

-0.77±

0.06

CMaC

w007

070133.9

-111051.17

271

—-

8.3

±1.0

6.3

±0.8

--

--

IND

w008

070116.4

-112552.46

241

1.74±

0.16

9.0

±0.8

-2.4

±0.4

-0.27±

0.09

-0.65±

0.15

0.53±

0.07

-0.90±

0.06

CMaC

w009

070100.8

-111931.06

201

1.18±

0.13

6.1

±0.7

-1.5

±0.3

-0.63±

0.10

-0.47±

0.31

0.50±

0.09

-1.00±

0.07

PCC

w010

070154.1

-111807.12

187

1.53±

0.18

8.0

±0.9

2.2

±0.5

1.8

±0.4

-0.45±

0.11

-0.59±

0.24

0.26±

0.09

-0.89±

0.07

CMaC

w011

070134.3

-111736.63

221

1.55±

0.26

8.1

±1.4

2.9

±0.4

2.0

±0.4

-0.12±

0.17

-0.65±

0.25

0.82±

0.13

-0.85±

0.11

CMaC

w012

070117.0

-112355.47

184

1.34±

0.14

7.0

±0.7

2.5

±0.4

1.8

±0.3

0.65±

0.10

-0.17±

0.11

0.95±

0.07

-0.46±

0.10

CMaC

w013

070121.0

-110601.62

246

—-

11.2

±1.3

16.7

±1.8

--

--

IND

w014

070126.4

-111755.91

150

1.00±

0.12

5.2

±0.6

1.1

±0.3

1.6

±0.3

-0.21±

0.11

-0.69±

0.20

0.46±

0.10

-0.85±

0.07

CMaC

w015

070139.5

-112325.87

136

1.35±

0.15

7.0

±0.8

1.8

±0.4

2.0

±0.4

0.62±

0.12

0.12±

0.11

1.00±

0.04

-0.20±

0.12

IND

w016

070152.5

-111907.98

121

1.27±

0.17

6.6

±0.9

1.7

±0.4

-0.03±

0.12

-1.00±

0.15

0.82±

0.11

-1.00±

0.06

PCC

w017

070037.0

-112346.28

111

1.38±

0.20

7.2

±1.0

2.8

±0.5

3.2

±0.6

0.65±

0.19

0.23±

0.14

1.00±

0.11

0.01±

0.15

IND

w018

070056.1

-112127.64

109

1.19±

0.17

6.2

±0.9

2.1

±0.4

1.8

±0.4

0.82±

0.14

0.15±

0.14

0.75±

0.18

-0.08±

0.15

IND

w019

070119.9

-111730.89

96

0.86±

0.11

4.5

±0.6

1.9

±0.3

2.3

±0.4

0.81±

0.13

-0.01±

0.13

1.00±

0.03

-0.19±

0.13

PCC

w020

070223.9

-112456.07

131

4.16±

0.44

21.7

±2.3

-1.1

±0.3

0.25±

0.11

-0.29±

0.13

0.78±

0.09

-0.59±

0.09

PCC

w021

070142.4

-112335.44

88

0.84±

0.12

4.4

±0.6

1.1

±0.3

1.2

±0.3

0.02±

0.15

-0.52±

0.22

0.93±

0.09

-0.71±

0.12

CMaC

w022

070112.2

-113122.52

110

1.72±

0.23

9.0

±1.2

-4.2

±0.6

0.75±

0.16

0.24±

0.13

0.82±

0.35

0.20±

0.15

IND

w023

070100.5

-111837.80

74

0.71±

0.11

3.7

±0.6

--

-0.62±

0.13

-1.00±

0.46

0.72±

0.11

-1.00±

0.04

PCC

w024

070146.0

-113033.07

104

1.43±

0.22

7.4

±1.1

2.7

±0.6

1.6

±0.4

-0.05±

0.15

-0.64±

0.23

1.00±

0.03

-0.77±

0.11

CMaC

w025

070114.6

-112032.40

87

0.62±

0.09

3.2

±0.5

0.5

±0.2

0.8

±0.2

-0.49±

0.13

-1.00±

0.16

0.79±

0.12

-1.00±

0.03

PCC

w026

070134.1

-112532.46

78

1.20±

0.15

6.3

±0.8

-0.7

±0.3

-0.50±

0.12

-0.38±

0.26

0.60±

0.10

-0.83±

0.08

CMaC

w027

070157.4

-110658.33

96

2.63±

0.32

13.7

±1.7

--

-0.43±

0.11

-0.81±

0.24

--

CMaC


Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

w028

070200.1

-112743.63

68

1.46±

0.22

7.6

±1.2

-2.1

±0.5

0.16±

0.15

-0.40±

0.21

0.86±

0.12

-0.74±

0.13

PCC

w029

070118.1

-111952.12

61

0.49±

0.09

2.5

±0.5

--

-0.48±

0.16

-0.34±

0.39

0.76±

0.14

-0.98±

0.08

CMaC

w030

070222.2

-112122.65

62

2.44±

0.32

12.7

±1.7

--

0.47±

0.13

-0.32±

0.15

0.78±

0.13

-0.60±

0.12

PCC

w031

070111.2

-112751.41

66

—-

-2.1

±0.4

--

--

IND

w032

070213.7

-112110.67

51

1.58±

0.24

8.2

±1.2

-3.1

±0.7

0.60±

0.17

0.05±

0.16

1.00±

0.03

-0.20±

0.16

IND

w033

070136.0

-112306.60

50

—-

0.9

±0.3

0.8

±0.2

--

--

PCC

w034

070124.2

-112427.55

58

0.53±

0.10

2.8

±0.5

-0.6

±0.2

-0.75±

0.15

-0.05±

0.53

0.84±

0.14

-0.86±

0.14

CMaC

w035

070123.7

-112706.69

50

0.77±

0.13

4.0

±0.7

--

0.85±

0.20

0.35±

0.15

0.91±

0.16

0.16±

0.18

IND

w036

070156.9

-112407.96

54

0.82±

0.14

4.2

±0.7

1.1

±0.4

--0.57±

0.15

-0.74±

0.44

0.60±

0.13

-0.86±

0.12

CMaC

w037

070109.6

-110902.50

57

1.30±

0.20

6.7

±1.0

2.0

±0.5

2.1

±0.6

0.49±

0.36

0.70±

0.12

1.00±

0.12

0.39±

0.18

IND

w038

070146.6

-111811.04

46

0.50±

0.11

2.6

±0.6

3.3

±0.9

-0.09±

0.21

-0.67±

0.34

0.64±

0.20

-0.81±

0.17

CMaC

w039

070158.4

-111546.60

49

0.93±

0.15

4.9

±0.8

--

-0.48±

0.15

-1.00±

0.30

0.72±

0.13

-1.00±

0.08

PCC

w040

070040.2

-111348.51

17

0.88±

0.19

4.6

±1.0

--

-0.13±

0.22

-0.46±

0.33

--

IND

w041

070104.1

-112501.41

48

0.61±

0.11

3.2

±0.6

-1.3

±0.3

1.00±

0.20

0.62±

0.14

1.00±

0.39

0.52±

0.22

IND

w042

070048.3

-111237.90

35

0.74±

0.16

3.9

±0.8

--

0.03±

0.21

-0.56±

0.30

0.48±

0.17

-0.85±

0.15

CMaC

w043

070139.2

-111602.03

47

0.52±

0.12

2.7

±0.6

-1.3

±0.3

-1.00±

574.88

1.00±

0.08

0.00±

0.00

1.00±

0.22

IND

w044

070112.2

-110958.53

28

0.78±

0.16

4.0

±0.8

--

-0.15±

0.20

-0.61±

0.34

0.87±

0.20

-0.90±

0.19

CMaC

w045

070154.4

-112219.35

30

0.41±

0.10

2.1

±0.5

--

-0.14±

0.24

-0.95±

0.30

0.99±

0.11

-0.97±

0.11

CMaC

w046

070212.6

-112442.17

36

1.34±

0.24

7.0

±1.2

-1.6

±0.5

-0.13±

0.18

-0.35±

0.28

1.00±

0.06

-0.75±

0.14

PCC

w047

070150.0

-111823.33

35

—-

-1.4

±0.4

--

--

PCC

w048

070047.1

-112202.30

35

0.46±

0.10

2.4

±0.5

--

-0.52±

0.21

-1.00±

0.50

0.46±

0.17

-0.95±

0.11

PF

w049

070118.8

-111923.32

27

0.19±

0.06

1.0

±0.3

0.6

±0.2

--0.97±

0.16

-1.00±

9.00

--

PCC

w050

070135.3

-111553.27

28

0.59±

0.12

3.1

±0.6

--

0.52±

0.24

0.11±

0.21

0.90±

0.21

-0.22±

0.20

PF

w051

070124.3

-110901.76

23

0.68±

0.15

3.5

±0.8

--

-0.04±

0.21

-0.90±

0.33

1.00±

0.07

-0.79±

0.20

PCC

w052

070114.2

-110857.23

47

1.55±

0.35

8.1

±1.8

1.3

±0.4

1.8

±0.5

-0.03±

0.22

-1.00±

0.25

0.97±

0.11

-1.00±

0.16

PCC

w053

070116.5

-110906.50

20

0.87±

0.18

4.5

±0.9

--

0.26±

0.22

-0.28±

0.25

--

CMaC

w054

070134.0

-112317.56

24

0.55±

0.10

2.9

±0.5

--

-0.37±

0.16

-1.00±

0.43

0.74±

0.13

-0.99±

0.07

CMaC

w055

070113.8

-112116.95

23

0.34±

0.08

1.8

±0.4

--

-0.42±

0.22

-0.18±

0.44

0.49±

0.21

-0.68±

0.18

PCC


Tab

elaA.1

-Con

tinua

ID(1

)RA

(2)

DEC

(3)

ML(4

)L(5

)X

CR

(cts/ks)

HR1(9

)1

HR2(1

0)

1HR1(1

1)

2HR2(1

2)

2Class

(13)

CMaX

(J2000)

(J2000)

(1030erg/s)

PN

(6)

MOS1(7

)MOS2(8

)0.5

-1.0-2.0

keV

1.0-2.0-7.3

keV

0.2

-0.5-2.0

keV

0.5-2.0-4.5

keV

w056

070154.1

-112728.15

21

0.56±

0.15

2.9

±0.8

1.6

±0.5

-1.00±

0.27

-0.14±

0.27

--

IND

w057

070125.5

-111528.42

16

0.41±

0.09

2.1

±0.5

--

1.00±

0.12

0.31±

0.22

1.00±

0.27

0.35±

0.28

IND

w058

070156.8

-112247.37

24

—-

--

--

--

PCC

w059

070206.1

-111424.84

19

0.54±

0.16

2.8

±0.8

-2.0

±0.6

-0.02±

0.28

-0.97±

0.46

0.59±

0.28

-1.00±

0.19

IND

w060

070149.1

-111318.97

22

—-

1.3

±0.4

--

--

-PCC

w061

070056.9

-111751.17

20

0.52±

0.11

2.7

±0.6

--

0.29±

0.29

0.29±

0.21

1.00±

0.12

-0.20±

0.23

FC

w063

070219.6

-111345.82

32

0.93±

0.22

4.8

±1.2

--

-0.52±

0.20

-1.00±

0.98

1.00±

0.09

-1.00±

0.20

PCC

w064

070120.1

-112658.70

21

0.55±

0.11

2.9

±0.6

--

1.00±

0.22

0.41±

0.17

1.00±

0.14

0.10±

0.25

IND

w065

070112.6

-112549.65

19

0.34±

0.09

1.8

±0.5

--

-0.65±

0.24

-0.35±

0.75

0.94±

0.16

-1.00±

0.11

CMaC

w066

070028.5

-112136.40

26

—-

2.2

±0.6

2.7

±0.6

--

--

IND

w068

070224.9

-111610.52

32

1.33±

0.27

6.9

±1.4

3.1

±0.8

-0.81±

0.79

0.88±

0.13

--

IND

w070

070106.8

-113124.01

17

0.62±

0.14

3.2

±0.7

--

-0.72±

0.19

-1.00±

1.10

0.93±

0.39

-1.00±

0.12

PCC

w072

070114.6

-111328.95

24

1.12±

0.30

5.8

±1.5

--

0.92±

0.15

-0.73±

0.28

--

PCC

w076

070138.5

-111015.45

15

0.58±

0.15

3.0

±0.8

--

-0.29±

0.26

-0.16±

0.45

--

PCC

w077

070120.7

-111152.92

18

0.48±

0.12

2.5

±0.6

1.2

±0.3

-0.54±

0.37

0.34±

0.24

1.00±

0.14

0.00±

0.26

IND

w078

070055.7

-112624.39

17

—-

-1.2

±0.3

--

--

PCC

w080

070130.9

-111332.95

18

—-

--

--

--

IND

w085

070125.3

-112213.44

16

0.41±

0.09

2.1

±0.5

--

0.50±

0.36

0.44±

0.19

1.00±

0.14

0.18±

0.22

IND

w086

070118.0

-111039.93

18

0.54±

0.13

2.8

±0.7

-1.3

±0.4

0.95±

0.41

0.49±

0.22

--

IND

w096

070137.6

-111237.56

15

0.42±

0.10

2.2

±0.5

--

-0.01±

0.24

-1.00±

0.17

0.74±

0.21

-1.00±

0.10

PCC

w0147

070114.5

-111615.98

22

0.49±

0.10

2.6

±0.5

-0.8

±0.2

0.52±

0.46

0.67±

0.17

0.63±

0.54

0.50±

0.23

PCC

w112

070112.6

-112834.63

16

0.40±

0.10

2.1

±0.5

--

-0.84±

0.19

-0.25±

1.18

0.57±

0.24

-1.00±

0.09

PCC

w143

070112.2

-112659.01

27

0.50±

0.11

2.6

±0.6

--

-0.40±

0.22

-0.76±

0.42

0.73±

0.17

-1.00±

0.14

IND

w149

070116.8

-111759.05

24

0.32±

0.07

1.7

±0.4

--

0.07±

0.21

-0.70±

0.33

0.30±

0.19

-1.00±

0.20

IND


Apendice B

Lista de contrapartidas 2MASS

As candidatas a contrapartidas infravermelhas das fontes X, provenientes do catalogo

2MASS, estao apresentadas na Tabela B.1: a identificacao das fontes X (1); identificacao

2MASS (2); distancia da contrapartida a fonte X (3); magnitude aparente nas bandas J,

H e K (4, 5, 6); flag de qualidade(7); massas (8); e idades (9).

Tabela B.1 - Fontes de raios X detectadas nas imagens combinadas das cameras EPIC: PN, MOS1 e

MOS2.

ID(1) ID(2) d(3) J(4) σJ H(5) σH K(6) σK Qflg(7) Mass(8) Age(9)

CmaX 2MASS (”) mag mag mag mag mag mag M⊙ 106 Myr

c001 07024369-1127360 9 14.13 0.04 13.22 0.04 12.95 0.04 AAA 0.3 > 0.2

c001 07024458-1127264 10 15.79 0.08 14.96 0.11 14.67 0.11 ABA 0.3 > 0.2

c001 07024398-1127282 1 10.29 0.02 10.03 0.02 9.95 0.02 AAA 3.5 4.0

c002 07030298-1126263 3 13.75 0.03 12.88 0.03 12.68 0.02 AAA 0.3 > 0.2

c003 07025016-1124341 2 13.04 0.02 12.13 0.03 11.81 0.02 AAA 0.3 > 0.2

c004 07025603-1128310 3 12.97 0.03 11.95 0.03 11.64 0.03 AAA 0.3 > 0.2

c004 07025646-1128272 8 15.07 0.06 13.80 0.06 13.15 0.05 AAA 0.3 > 0.2

c005 07033492-1126217 9 14.63 0.04 13.99 0.06 13.75 0.04 AAA 0.8 20

c005 07033559-1126229 4 12.54 0.02 11.86 0.02 11.66 0.03 AAA 1.5 1.5

c006 07030077-1126239 2 15.28 0.05 14.36 0.05 14.15 0.07 AAA 0.3 > 0.2

c007 07033726-1131146 3 13.65 0.03 12.87 0.02 12.62 0.03 AAA 0.3 > 0.2

c008 07025927-1127313 9 14.49 0.10 13.61 0.09 13.36 0.07 AAA 0.3 > 0.2

c008 07025905-1127257 2 9.97 0.02 9.76 0.02 9.65 0.02 AAA 4.5 1.5

c009 07024261-1127117 3 7.83 0.02 7.77 0.04 7.73 0.02 AAA 7.0 0.5

c011 07022992-1122166 10 13.68 0.04 13.26 0.03 13.23 0.04 AAA 1.5 26

c011 07023052-1122244 2 9.87 0.02 9.67 0.02 9.62 0.02 AAA 4.5 1.5

c012 07023628-1125008 3 13.38 0.03 12.56 0.03 12.38 0.03 AAA 0.3 > 0.2

c013 07024498-1135140 2 13.05 - 12.74 0.06 12.48 0.04 UEA 1.5 20

c015 07024607-1128059 2 13.53 0.03 12.76 0.03 12.53 0.03 AAA 0.8 1.5

c016 07034610-1124021 3 13.11 0.03 12.30 0.03 12.01 0.02 AAA 0.3 > 0.2

c017 07024842-1124244 3 14.15 0.03 13.19 0.03 12.85 0.03 AAA 0.3 > 0.2

c019 07023666-1128115 2 14.09 0.03 13.37 0.04 13.11 0.04 AAA 1.5 7.5

132 Apendice B. Lista de contrapartidas 2MASS

Tabela B.1 - Continua



c020 07024757-1125096 2 14.03 0.04 13.17 0.04 12.81 0.04 AAA 0.3 > 0.2

c020 07024766-1125136 6 15.75 0.07 14.86 0.08 14.44 0.09 AAA 0.3 > 0.2

c021 07024815-1118175 2 14.69 0.03 14.04 0.05 13.77 0.05 AAA 0.8 20

c021 07024832-1118203 4 13.82 0.05 13.25 0.06 13.19 0.05 AAA 0.8 20

c022 07025284-1127048 2 13.46 0.02 12.75 0.02 12.54 0.02 AAA 1.5 4.0

c023 07024651-1126582 4 14.42 0.04 13.59 0.04 13.31 0.04 AAA 0.3 > 0.2

c023 07024651-1127040 9 16.37 0.10 15.50 0.15 15.19 0.17 ABC 0.3 > 0.2

c023 07024616-1126566 2 15.30 0.04 14.57 0.05 14.39 0.07 AAA 0.8 20

c024 07030304-1125516 2 14.03 0.03 13.35 0.03 13.24 0.04 AAA 1.5 12.5

c025 07031139-1135127 2 12.44 0.02 11.95 0.03 11.77 0.02 AAA 1.5 7.5

c026 07024312-1123532 10 14.61 0.03 13.67 0.03 13.36 0.04 AAA 0.3 > 0.2

c026 07024393-1123475 4 13.49 0.03 12.78 0.03 12.52 0.03 AAA 1.5 4.0

c027 07024912-1130388 3 13.32 0.02 12.55 0.02 12.32 0.02 AAA 0.8 1.5

c028 07025642-1122189 2 13.92 0.03 13.24 0.03 13.04 0.04 AAA 1.5 7.5

c029 07031269-1128382 0 13.13 0.02 12.25 0.03 11.93 0.02 AAA 0.3 > 0.2

c030 07024945-1125470 2 13.67 0.02 12.75 0.02 12.51 0.03 AAA 0.3 > 0.2

c031 07031181-1130169 4 14.01 0.03 13.20 0.03 12.91 0.02 AAA 0.3 > 0.2

c032 07033309-1117510 1 13.47 0.02 12.76 0.02 12.48 0.02 AAA 1.5 4.0

c033 07024652-1132594 1 13.63 0.03 12.80 0.02 12.52 0.02 AAA 0.3 > 0.2

c034 07025893-1130048 3 14.35 0.04 13.32 0.04 12.97 0.04 AAA 0.3 > 0.2

c035 07024314-1125544 3 14.06 0.03 13.25 0.02 13.03 0.03 AAA 0.3 > 0.2

c036 07030989-1116147 4 13.61 0.02 13.01 0.02 12.88 0.03 AAA 1.5 12.5

c037 07025833-1128428 2 12.83 0.02 11.58 0.02 10.85 0.02 AAA 0.3 > 0.2

c039 07025318-1130539 3 14.17 0.04 13.22 0.05 12.87 0.04 AAA 0.3 > 0.2

c041 07024001-1128240 3 14.57 0.05 13.73 0.04 13.42 0.06 AAA 0.3 > 0.2

c042 07024193-1128079 6 14.74 0.07 13.80 0.07 13.56 0.08 AAA 0.3 > 0.2

c042 07024247-1128095 7 16.23 0.12 15.46 0.15 15.10 0.15 BBB 0.3 > 0.2

c042 07024206-1128004 4 16.01 0.09 15.30 0.11 14.84 0.13 AAB 0.8 40

c042 07024255-1128015 5 13.15 0.02 12.62 0.03 12.44 0.02 AAA 1.5 12.5

c043 07034064-1123314 4 11.02 0.03 10.84 0.02 10.74 0.02 AAA 2.5 4.0

c044 07025410-1125160 2 14.85 0.04 13.91 0.05 13.53 0.04 AAA 0.3 > 0.2

c045 07030365-1119195 5 15.21 0.05 14.52 0.08 14.27 0.08 AAA 0.8 20

c046 07033281-1132122 1 11.12 0.02 10.69 0.03 10.55 0.02 AAA 2.5 4.0

c047 07035584-1128029 3 14.12 0.03 13.32 0.03 13.05 0.04 AAA 0.3 > 0.2

c047 07035584-1127544 9 14.05 0.06 13.37 0.05 13.16 0.05 AAA 1.5 12.5

c050 07024876-1117503 1 15.69 0.06 14.84 0.10 14.69 0.12 AAB 0.3 > 0.2

c051 07034751-1131489 3 13.52 0.03 12.77 0.03 12.60 0.03 AAA 0.8 1.5

c052 07025308-1130093 3 14.97 0.03 13.99 0.05 13.71 0.05 AAA 0.3 > 0.2

c053 07032742-1132531 2 14.34 0.03 13.32 0.03 12.92 0.03 AAA 0.3 > 0.2

c053 07032767-1132446 8 16.36 0.10 15.32 0.13 14.96 0.13 ABB 0.3 > 0.2

c055 07033910-1127582 4 15.72 0.06 14.68 0.05 14.43 0.08 AAA 0.3 > 0.2

c056 07022785-1130569 5 14.39 0.02 13.73 0.03 13.52 0.04 AAA 0.8 20

c057 07034002-1129480 2 14.68 0.04 14.03 0.04 13.80 0.05 AAA 0.8 20

c058 07024724-1137219 6 15.89 0.13 14.91 0.12 14.62 0.11 BBA 0.3 > 0.2

Apendice B. Lista de contrapartidas 2MASS 133




c058 07024768-1137263 2 11.33 0.02 10.76 0.02 10.66 0.02 AAA 2.5 1.5

c059 07032626-1123349 2 14.58 0.03 13.57 0.03 13.10 0.04 AAA 0.3 > 0.2

c061 07025621-1121553 9 13.75 0.02 13.17 0.03 12.93 0.04 AAA 1.5 12.5

c062 07023071-1119055 2 15.92 0.08 15.04 0.07 14.67 0.11 AAA 0.3 > 0.2

c063 07030360-1124488 3 15.00 0.04 13.89 0.04 13.52 0.05 AAA 0.3 > 0.2

c065 07025893-1131550 9 16.17 0.09 15.35 0.11 15.09 0.14 ABB 0.3 > 0.2

c066 07022196-1126438 5 16.19 0.11 15.26 0.10 14.33 - AAU 0.3 > 0.2

c066 07022200-1126404 2 14.91 0.06 14.22 0.07 13.91 - AAU 0.8 20

c067 07032616-1135024 3 15.07 0.04 14.33 0.04 14.06 0.06 AAA 0.8 20

c067 07032616-1135024 3 15.07 0.04 14.33 0.04 14.06 0.06 AAA 0.8 20

c071 07033469-1127533 3 11.62 0.02 11.42 0.02 11.34 0.02 AAA 2.5 7.5

c072 07031994-1128055 5 14.80 0.04 13.82 0.04 13.51 0.04 AAA 0.3 > 0.2

c075 07024771-1123033 5 13.14 0.02 12.75 0.03 12.61 0.03 AAA 1.5 20

c075 07024771-1123033 5 13.14 0.02 12.75 0.03 12.61 0.03 AAA 1.5 20

c078 07021265-1122366 3 14.84 0.04 13.94 0.04 13.73 0.06 AAA 0.3 > 0.2

c080 07022735-1134552 5 10.04 0.02 9.76 0.02 9.70 0.02 AAA 4.5 1.5

c082 07030093-1122482 4 15.37 0.05 14.58 0.06 14.22 0.08 AAA 0.3 0.5

c082 07030093-1122482 4 15.37 0.05 14.58 0.06 14.22 0.08 AAA 0.3 0.5

c091** 07030287-1128116 8 16.26 0.09 15.05 0.08 14.82 0.11 AAB 0.3 > 0.2

c097 07031553-1128219 4 14.15 0.03 13.37 0.04 13.13 0.04 AAA 0.3 > 0.2

c100 07022222-1115184 6 13.82 0.04 13.27 0.04 13.08 0.04 AAA 1.5 20

c114 07032314-1129047 10 15.42 0.05 14.70 0.08 14.65 0.11 AAB 0.3 7.5

c117 07024975-1119428 6 12.98 0.02 12.69 0.03 12.60 0.02 AAA 1.5 ZAMS+1

c119 07025731-1120353 1 14.52 0.03 13.94 0.05 13.62 0.05 AAA 0.8 20

c124 07024462-1120270 4 13.51 0.03 12.88 0.02 12.63 0.02 AAA 1.5 7.5

c42 07024222-1128112 8 15.29 0.08 14.36 0.09 13.67 0.06 AAA 0.3 > 0.2

e001 07050441-1143071 6 12.32 0.02 11.69 0.03 11.50 0.03 AAA 1.5 4.0

e002 07040427-1126148 6 13.80 0.07 12.95 0.06 12.81 0.05 AAA 0.3 > 0.2

e002 07040393-1126097 2 9.76 0.03 9.72 0.04 9.63 0.02 AAA 5.5 0.5

e003 07035708-1128317 2 12.37 0.02 11.69 0.03 11.47 0.02 AAA 1.5 1.5

e004 07041923-1125077 2 12.90 0.03 12.35 0.03 12.26 0.03 AAA 1.5 7.5

e005 07041833-1142359 2 12.03 0.02 11.48 0.02 11.32 0.02 AAA 1.5 4.0

e005*** 07041829-1142442 9 16.71 0.17 15.38 - 15.42 - CUU 0.3 > 0.2

e006 07045242-1138490 2 7.45 0.02 7.02 0.05 6.92 0.03 AAA 6.5 0.2

e007 07042103-1136565 7 15.25 0.05 14.59 0.08 14.19 0.07 AAA 0.8 55

e007 07042135-1137043 2 12.48 0.03 11.91 0.02 11.76 0.02 AAA 1.5 4.0

e008 07041233-1139229 2 11.31 0.04 11.04 0.03 10.96 0.03 e0AA 2.5 7.5

e009 07043848-1131311 7 8.69 0.10 8.63 0.10 8.79 0.08 AAA 6.5 0.5

e009 07043829-1131265 3 7.39 0.03 7.42 0.05 7.42 0.03 AAA 17.0 4.0

e010 07042982-1147208 3 11.15 0.02 10.47 0.02 10.31 0.02 AAA 1.5 0.5

e010 07042944-1147264 10 14.16 0.05 13.48 0.07 13.32 0.05 AAA 1.5 12.5

e011 07035152-1134557 2 10.97 0.02 10.76 0.03 10.69 0.02 AAA 2.5 4.0

e012 07041912-1133480 2 13.10 0.03 12.42 0.04 12.16 0.03 e0e0e0 1.5 4.0

e013 07042250-1131400 2 13.24 0.02 12.56 0.02 12.36 0.02 AAA 1.5 4.0





e014 07040742-1123127 8 15.29 0.09 14.50 0.09 14.26 0.12 AAB 0.3 0.5

e014 07040816-1123097 4 15.46 0.11 14.59 0.06 14.19 0.08 e0AA 0.3 > 0.2

e014 07040812-1123137 5 14.29 - 13.77 0.09 13.50 0.09 UAA 1.5 35

e015 07035503-1128181 5 14.14 0.03 13.43 0.03 13.20 0.03 AAA 1.5 7.5

e015 07035414-1128235 10 14.12 0.18 13.43 0.14 13.31 0.06 CBA 1.5 12.5

e016 07035880-1135311 4 10.72 0.02 10.54 0.02 10.47 0.02 AAA 3.5 4.0

e017 07035575-1129315 3 12.92 0.02 12.22 0.02 12.02 0.02 AAA 1.5 1.5

e018 07042820-1134486 7 14.80 0.05 14.07 0.07 13.79 0.05 AAA 0.8 12.5

e018 07042798-1134431 2 12.41 0.03 11.73 0.03 11.53 0.03 AAA 1.5 1.5

e019 07040320-1133530 5 16.13 0.12 15.22 0.13 14.18 - BBU 0.3 > 0.2

e019 07040330-1133586 3 13.74 0.03 12.97 0.04 12.77 0.05 AAA 0.8 0.5

e019 07040285-1133579 4 13.15 0.05 11.90 0.04 11.40 0.03 AAA 0.8 > 0.2

e019 07040345-1134060 10 16.59 - 15.67 0.18 14.67 0.11 UCA 0.8 > 0.2

e020 07040946-1130168 4 14.11 0.03 13.44 0.03 13.27 0.04 AAA 1.5 12.5

e020 07040918-1130075 8 13.65 0.03 12.96 0.02 12.86 0.04 AAA 1.5 7.5

e021 07045632-1129332 5 11.46 0.02 10.85 0.02 10.20 0.02 AAA 2.5 2.5

e022 07042625-1131207 2 12.47 0.03 11.60 0.03 11.15 0.02 AAA 0.3 > 0.2

e022 07042617-1131287 10 12.91 0.03 12.15 0.03 11.97 0.03 AAA 0.8 0.5

e023 07034915-1141544 4 13.43 0.04 12.85 0.03 12.74 0.04 AAA 1.5 12.5

e024 07042340-1132515 3 13.22 0.03 12.48 0.02 12.32 0.03 AAA 0.3 1.5

e025 07041786-1134268 2 14.13 0.03 13.27 0.03 13.08 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e026 07035587-1133385 1 12.37 0.02 11.54 0.03 11.24 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e028 07041588-1124055 5 8.95 0.02 8.90 0.02 8.85 0.02 AAA 6.5 0.5

e029 07045599-1134076 8 15.90 0.12 15.12 0.15 15.19 0.21 BBC 0.3 4.0

e029 07045577-1134175 3 11.53 0.03 10.87 0.03 10.48 0.02 AAA 1.5 0.5

e030 07041839-1125239 3 14.39 0.03 13.56 0.04 13.39 0.05 AAA 0.3 > 0.2

e030 07041812-1125280 4 13.14 0.04 12.42 0.04 12.28 0.04 AAA 0.8 1.5

e031 07035586-1142141 6 15.10 0.04 14.41 0.06 14.14 0.07 AAA 0.8 20

e031 07035591-1142065 1 13.63 0.03 13.05 0.03 12.96 0.04 AAA 1.5 12.5

e032 07040114-1136255 2 13.50 - 12.69 0.04 12.51 0.04 UAA 0.3 > 0.2

e032 07040132-1136174 6 14.77 0.05 13.93 0.05 13.42 0.04 AAA 0.3 > 0.2

e033 07042063-1136443 4 14.60 0.03 13.73 0.03 13.54 0.05 AAA 0.3 > 0.2

e034 07035994-1130318 1 13.21 - 12.27 - 12.25 0.04 UUA 0.3 > 0.2

e035 07043129-1132402 1 15.44 0.05 14.55 0.06 14.26 0.07 AAA 0.3 > 0.2

e035 07043099-1132417 4 13.90 0.06 13.14 0.08 12.88 0.06 e0e0A 0.8 0.5

e036 07040225-1125429 6 11.31 0.03 10.75 0.03 9.94 0.05 AAA 2.5 1.5

e036 07040234-1125393 2 10.40 0.05 10.32 0.07 10.26 0.02 AAA 4.5 1.5

e037 07044250-1136133 3 14.47 0.04 13.76 0.04 13.62 0.06 AAA 0.8 12.5

e038 07041191-1121312 3 11.93 0.02 11.26 0.02 11.01 0.02 AAA 1.5 0.5

e039 07034869-1131502 3 13.99 0.03 13.21 0.03 13.02 0.03 AAA 0.8 0.5

e040 07040235-1123385 10 16.35 0.15 15.26 0.16 15.05 0.15 BBB 0.8 > 0.2

e040*** 07040274-1123252 10 15.86 0.48 13.94 0.11 12.58 0.04 DAA 0.8 > 0.2

e041 07044185-1137104 8 15.46 0.07 14.67 0.08 14.49 0.10 AAA 0.3 0.5

e041 07044200-1137191 4 13.74 0.02 13.20 0.03 13.03 0.03 AAA 1.5 20





e042 07035770-1124199 2 11.27 0.02 10.92 0.03 10.81 0.02 AAA 2.5 7.5

e043 07040390-1123480 5 13.93 0.03 13.10 0.04 12.84 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e043 07040426-1123451 3 13.40 0.04 12.71 0.05 12.50 0.04 AAA 1.5 4.0

e044 07035564-1132468 1 10.78 0.02 10.40 0.03 10.31 0.02 AAA 2.5 4.0

e045 07050033-1137419 2 12.90 0.02 12.24 0.02 12.03 0.02 AAA 1.5 4.0

e046 07034316-1133062 1 6.54 0.02 5.22 0.03 3.77 0.18 AAC 0.3 > 0.2

e047 07042325-1124172 5 13.45 0.02 12.64 0.03 12.19 0.02 AAA 0.3 > 0.2

e047 07042336-1124067 8 13.41 0.03 13.03 0.03 12.93 0.04 AAA 1.5 25

e048 07051013-1128260 5 16.52 0.17 15.72 0.15 15.58 - CCU 0.3 > 0.2

e049 07042264-1130482 3 13.29 0.04 12.64 0.04 12.42 0.03 AAA 1.5 7.5

e051 07033347-1134269 2 13.46 0.02 12.77 0.03 12.54 0.02 AAA 1.5 4.0

e052 07042775-1146313 6 15.04 0.06 14.37 0.07 14.43 0.09 AAA 0.8 20

e052 07042775-1146266 5 12.87 0.03 12.40 0.04 12.28 0.03 AAA 1.5 12.5

e054 07050985-1129411 4 12.45 0.02 11.75 0.02 11.52 0.02 AAA 1.5 1.5

e055 07040181-1128460 10 16.26 0.09 15.30 0.11 15.15 0.16 ABC 0.3 > 0.2

e055 07040119-1128454 2 13.58 0.03 12.86 0.03 12.72 0.03 AAA 1.5 4.0

e055 07040150-1128393 6 13.45 0.03 13.06 0.03 12.97 0.03 AAA 1.5 23

e056 07035400-1132478 0 12.34 0.02 11.61 0.03 11.18 0.02 AAA 0.8 0.5

e057 07040290-1132074 3 13.91 0.04 13.14 0.04 12.90 0.03 AAA 0.8 1.5

e057 07040284-1132155 9 11.23 0.02 11.17 0.03 11.16 0.03 AAA 3.5 4.0

e057** 07040369-1132090 9 14.57 0.03 14.02 0.04 13.78 0.05 AAA 0.8 40

e058 07040091-1138254 4 13.40 0.03 12.82 0.03 12.54 0.03 AAA 1.5 12.5

e059 07042412-1125020 3 14.11 0.03 13.53 0.04 13.39 0.04 AAA 1.5 20

e060 07040542-1128562 2 10.10 0.02 10.06 0.02 10.04 0.02 AAA 5.5 1.5

e061 07034994-1132148 1 13.63 - 13.00 0.04 12.73 - UAU 1.5 7.5

e062 07041511-1133577 2 14.14 0.03 13.31 0.03 13.08 0.04 AAA 0.3 > 0.2

e063*** 07042296-1127235 9 16.52 0.17 15.24 - 14.82 - CUU 0.3 > 0.2

e064 07043428-1134501 3 14.43 0.04 13.66 0.04 13.45 0.05 AAA 0.8 0.5

e065 07035303-1129352 1 12.36 0.02 11.54 0.02 10.95 0.02 AAA 0.3 > 0.2

e065*** 07035278-1129314 5 16.05 0.14 13.47 - 12.91 - BUU 0.3 > 0.2

e066 07042196-1122296 3 11.30 0.02 11.13 0.02 11.03 0.02 AAA 2.5 4.0

e067 07040075-1133559 5 16.08 0.22 15.15 0.18 15.00 0.21 DCC 0.3 > 0.2

e067 07040041-1133596 1 12.10 0.03 10.92 0.03 10.19 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e068 07040224-1124188 3 13.47 0.03 12.64 0.03 12.46 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e068 07040267-1124244 8 15.72 0.10 14.84 0.10 14.63 0.12 AAB 0.3 > 0.2

e069 07044183-1146282 3 13.47 0.03 12.83 0.03 12.77 0.03 AAA 1.5 7.5

e070 07045407-1138362 3 13.06 0.02 12.49 0.02 12.35 0.02 AAA 1.5 7.5

e071 07042018-1124325 3 14.26 0.03 13.52 0.02 13.27 0.04 AAA 0.8 7.5

e072 07035486-1134340 1 8.90 0.02 8.91 0.02 8.93 0.02 AAA 9.0 4.0

e073 07051571-1132050 5 12.75 0.02 12.13 0.03 12.03 0.03 AAA 1.5 4.0

e074 07035472-1136057 1 14.44 0.03 13.72 0.03 13.54 0.03 AAA 0.8 7.5

e075 07040309-1128071 1 13.30 0.03 12.63 0.03 12.49 0.03 AAA 1.5 7.5

e076 07033845-1142477 3 14.81 0.04 13.98 0.03 13.76 0.06 AAA 0.3 > 0.2

e076 07033905-1142510 7 16.52 0.13 15.75 0.17 15.24 0.17 BCC 0.3 100





e077 07034583-1129446 5 14.08 0.02 13.43 0.03 13.23 0.03 AAA 1.5 12.5

e078 07035859-1129377 4 12.97 0.02 12.19 0.02 11.78 0.02 AAA 0.8 0.5

e079 07035523-1138157 4 14.34 0.03 13.60 0.03 13.43 0.04 AAA 0.8 7.5

e081 07041176-1125125 2 14.53 0.04 13.75 0.04 13.57 0.05 AAA 0.3 0.5

e082 07044524-1124420 3 11.96 0.03 11.39 0.03 11.21 0.03 AAA 1.5 4.0

e083** 07034567-1129247 7 16.73 0.15 15.82 0.17 15.60 0.23 BCD 0.3 > 0.2

e084 07043739-1129384 3 11.65 0.02 11.28 0.03 11.13 0.02 AAA 2.5 7.5

e085 07040086-1127142 3 13.37 0.04 12.92 0.04 12.87 0.04 AAA 1.5 20

e086 07034209-1135139 3 13.35 0.03 12.60 0.03 12.43 0.03 AAA 0.8 1.5

e087 07041595-1133363 3 14.72 0.05 13.87 0.05 13.72 0.05 AAA 0.3 4.0

e087** 07041567-1133374 7 16.43 0.13 14.62 - 14.30 - BUU 0.3 > 0.2

e088 07043962-1146155 7 14.24 0.05 13.61 0.04 13.34 0.05 AAA 1.5 20

e089 07035678-1139106 2 14.15 0.04 13.50 0.04 13.35 0.04 AAA 1.5 20

e090 07043874-1126453 9 16.30 0.15 15.52 - 15.34 - BUU 0.3 > 0.2

e090 07043765-1126531 9 12.26 0.02 11.97 0.03 11.92 0.03 AAA 0.8 0.5

e090* 07043811-1126451 3 16.37 0.20 15.07 - 15.03 - CUU 0.3 > 0.2

e091 07035805-1132398 1 14.10 0.03 13.23 0.03 12.93 0.04 AAA 0.3 > 0.2

e093*** 07040165-1121322 2 15.36 0.05 13.85 0.03 12.98 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e094 07041037-1131451 1 14.02 0.03 13.26 0.02 13.02 0.04 AAA 0.8 4.0

e095 07033905-1137183 3 14.69 0.04 13.92 0.05 13.68 0.05 AAA 0.3 0.5

e096 07040744-1146306 4 15.22 0.05 14.44 0.06 14.41 0.09 AAA 0.3 > 0.2

e098 07043345-1126304 4 13.63 0.02 12.84 0.03 12.62 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e098 07043367-1126241 4 16.65 0.12 15.89 0.19 15.27 0.18 BCC 0.3 100

e099 07035666-1134553 3 12.94 0.02 11.87 0.03 11.17 0.02 AAA 0.3 > 0.2

e100 07044125-1135469 5 14.99 0.06 14.27 0.06 14.01 0.07 AAA 0.8 20

e101*** 07040505-1123265 4 16.34 0.12 14.87 0.07 13.82 0.05 BAA 0.3 > 0.2

e102 07040593-1123587 4 14.42 0.03 13.47 0.03 12.93 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e103 07035800-1130081 5 14.55 0.04 13.77 0.06 13.46 0.04 AAA 0.3 0.5

e104 07035283-1140177 2 13.79 0.03 13.12 0.03 12.94 0.03 AAA 1.5 7.5

e105 07041898-1137255 7 15.28 0.05 14.47 0.06 14.32 0.07 AAA 0.3 0.5

e106 07035833-1134188 4 14.75 0.03 13.98 0.04 13.78 0.05 AAA 0.3 7.5

e106 07035865-1134100 8 15.93 0.08 15.19 0.10 14.92 0.13 AAB 0.8 70

e106*** 07035884-1134219 6 16.39 0.12 15.22 0.10 14.86 0.13 BAB 0.8 > 0.2

e107 07035324-1134449 4 15.10 0.04 14.25 0.05 13.89 0.06 AAA 0.3 > 0.2

e107 07035338-1134504 4 13.44 0.03 12.48 0.03 11.93 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e108 07041357-1135085 2 14.70 0.04 14.08 0.03 13.81 0.05 AAA 0.8 20

e109 07040839-1123579 7 15.24 0.05 14.50 0.08 14.28 0.10 AAA 0.8 20

e109 07040803-1123547 3 13.12 0.03 12.44 0.04 12.20 0.03 AAA 1.5 4.0

e110 07040461-1122328 4 13.43 0.02 12.69 0.03 12.51 0.03 AAA 0.8 1.5

e110 07040507-1122253 6 14.67 0.04 13.91 0.05 13.62 0.05 AAA 0.8 7.5

e111 07041591-1126137 5 14.26 0.04 13.53 0.05 13.24 0.04 AAA 0.8 20

e111 07041601-1126100 1 12.91 0.04 12.15 0.05 11.74 0.04 AAA 0.8 0.5

e112 07043968-1133593 4 14.58 0.04 13.80 0.04 13.54 0.05 AAA 0.3 4.0

e113 07040892-1139560 1 14.70 0.05 13.84 0.04 13.66 0.05 AAA 0.3 > 0.2





e114 07043198-1133181 3 14.55 0.02 13.83 0.03 13.61 0.04 AAA 0.8 12.5

e116 07043054-1126150 5 14.03 0.03 13.29 0.03 13.17 0.02 AAA 0.8 4.0

e117 07041652-1143064 4 14.06 0.04 13.26 0.03 13.05 0.04 AAA 0.3 > 0.2

e117 07041736-1143103 9 10.21 0.02 10.12 0.02 10.04 0.02 AAA 4.5 1.5

e118 07033446-1135042 2 14.24 0.03 13.37 0.04 12.95 0.04 AAA 0.3 > 0.2

e119 07035211-1139579 8 15.58 0.06 14.83 0.07 14.42 0.09 AAA 0.8 4.0

e119 07035140-1140012 3 14.23 0.02 13.48 0.04 13.27 0.04 AAA 0.8 4.0

e120 07041638-1127455 4 13.67 0.03 12.94 0.03 12.69 0.03 AAA 0.8 4.0

e121 07051248-1132500 9 13.80 0.02 13.06 0.03 12.81 0.04 AAA 0.8 4.0

e121 07051203-1132434 4 13.23 0.04 12.80 0.04 12.82 0.05 e0e0A 1.5 20

e122 07041999-1132150 2 14.54 0.04 13.74 0.05 13.47 0.05 AAA 0.3 0.5

e123 07050252-1138265 9 16.03 0.12 15.29 0.10 15.11 0.19 BAC 0.8 80

e123 07050146-1138300 8 14.65 0.05 14.07 0.04 13.78 0.06 AAA 0.8 40

e124 07045894-1127572 6 14.03 0.04 13.33 0.03 13.13 0.03 AAA 1.5 7.5

e125 07040451-1124212 3 13.52 0.03 12.72 0.04 12.45 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e126 07042202-1139318 1 14.78 0.03 14.08 0.04 13.86 0.05 AAA 0.8 20

e127 07040649-1144473 4 14.02 0.04 13.46 0.03 13.31 0.05 AAA 1.5 20

e128 07041959-1144087 5 14.90 0.04 14.20 0.05 14.05 0.06 AAA 0.8 20

e129 07041458-1139547 2 14.13 0.03 13.38 0.03 13.08 0.04 AAA 0.8 4.0

e130 07042153-1129165 3 15.15 - 14.25 0.06 14.01 - UAU 0.3 > 0.2

e131 07033947-1132026 2 14.20 0.03 13.37 0.04 13.08 0.04 AAA 0.3 > 0.2

e132 07044011-1130333 4 11.75 0.02 11.38 0.02 11.24 0.02 AAA 2.5 7.5

e134 07051489-1130542 4 11.83 0.02 11.59 0.03 11.55 0.03 AAA 2.5 7.5

e135 07044469-1129527 10 13.78 0.03 13.31 0.04 13.16 0.04 AAA 1.5 26

e136 07044544-1137593 2 10.92 0.02 10.76 0.03 10.71 0.02 AAA 3.5 4.0

e137 07041065-1134323 2 15.38 0.05 14.61 0.08 13.93 0.06 AAA 0.8 7.5

e138 07040337-1138030 4 13.72 0.02 12.94 0.03 12.79 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e140 07040707-1121393 7 14.50 0.03 13.59 0.03 13.31 0.04 AAA 0.3 > 0.2

e140 07040676-1121358 10 16.67 0.15 15.91 0.20 15.55 0.22 BCD 0.3 80

e141 07041779-1128212 4 14.50 0.05 13.75 0.06 13.30 0.05 AAA 0.8 7.5

e142 07035234-1139061 3 13.59 0.03 12.83 0.03 12.61 0.03 AAA 0.8 1.5

e143 07042086-1129361 0 13.80 0.02 12.88 0.02 12.29 0.02 AAA 0.3 > 0.2

e144 07050082-1141270 6 9.31 0.02 9.10 0.03 9.01 0.02 AAA 5.5 0.5

e150 07035760-1125367 3 14.62 0.04 13.86 0.05 13.59 0.05 AAA 0.8 7.5

e151 07050727-1141589 6 12.54 0.02 12.33 0.03 12.24 0.03 AAA 1.5 14

e153 07042640-1132211 3 11.70 0.02 11.60 0.02 11.59 0.02 AAA 2.5 7.5

e154 07041424-1123169 3 13.90 0.03 12.98 0.02 12.34 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e156 07044007-1136282 4 15.31 0.06 14.56 0.03 14.31 0.09 AAA 0.8 20

e156 07044000-1136206 8 13.86 0.05 13.24 0.05 13.03 0.04 AAA 1.5 12.5

e157 07034996-1127384 3 14.35 0.03 13.46 0.04 13.09 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e161 07035249-1126168 4 13.69 0.03 12.87 0.03 12.57 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e164 07043319-1135327 10 16.08 0.08 15.38 0.15 15.08 - ABU 0.3 80

e164 07043357-1135329 5 14.90 0.04 14.27 0.06 14.16 0.07 AAA 0.8 45

e164*** 07043415-1135346 7 16.67 0.13 15.63 0.15 15.25 - BBU 0.3 100





e165 07044186-1132587 3 14.68 0.04 13.89 0.03 13.17 0.04 AAA 0.3 4.0

e167 07051198-1136500 9 14.16 0.04 13.38 0.03 13.19 0.04 AAA 0.3 > 0.2

e167 07051208-1136380 4 14.43 0.04 13.75 0.04 13.67 0.06 AAA 0.8 20

e168 07042822-1138532 6 15.88 - 14.86 - 15.09 0.15 UUB 0.3 > 0.2

e168 07042829-1138507 4 16.04 0.08 15.26 0.14 14.73 - ABU 0.3 > 0.2

e173 07034807-1127298 8 16.14 0.09 15.32 0.12 15.52 0.23 ABD 0.3 > 0.2

e173 07034733-1127333 4 14.13 0.03 13.46 0.04 13.24 0.03 AAA 1.5 12.5

e175 07033033-1132028 2 14.13 0.03 13.20 0.04 12.90 0.03 AAA 0.3 > 0.2

e177 07041626-1129598 8 11.27 0.02 11.11 0.02 11.05 0.02 AAA 2.5 4.0

e181 07050397-1122517 4 10.35 0.02 9.80 0.02 9.70 0.02 AAA 2.5 1.5

e186 07043077-1134330 4 14.04 0.04 13.24 0.04 12.96 0.04 AAA 0.3 > 0.2

e190 07035271-1123132 2 13.83 0.05 13.03 0.05 12.83 0.04 AAA 0.3 > 0.2

e190 07035295-1123097 7 14.50 0.03 13.84 0.03 13.66 0.05 AAA 0.8 20

e194 07051131-1134358 4 14.63 0.05 13.90 0.04 13.60 0.06 AAA 0.8 1.5

e195 07041621-1123480 4 13.23 0.03 12.46 0.02 12.23 0.03 AAA 0.8 12.5

e195 07041639-1123509 6 13.07 0.07 12.32 0.07 12.06 0.06 AAA 0.8 1.5

e198 07035594-1143099 1 13.46 0.03 12.74 0.03 12.47 0.03 AAA 0.8 4.0

e202 07051183-1135283 7 15.10 0.06 14.29 0.06 14.00 0.07 AAA 0.3 4.0

e202 07051217-1135218 4 11.95 0.03 11.78 0.03 11.78 0.03 AAA 2.5 7.5

e203 07043946-1126126 4 14.56 0.04 13.86 0.03 13.58 0.05 AAA 0.8 20

e205 07041484-1121315 8 13.88 0.04 12.97 0.04 12.56 0.03 AAA 0.8 > 0.2

e212 07042768-1127197 4 14.58 0.03 13.80 0.04 13.48 0.04 AAA 0.3 4.0

e214 07050912-1134477 1 13.22 0.02 12.73 0.03 12.58 0.03 AAA 1.5 20

e378 07035646-1129476 2 14.03 0.04 13.24 0.04 13.01 0.05 AAA 0.3 > 0.2

s001 07025788-1146232 1 10.46 0.02 10.21 0.02 10.16 0.02 AAA 3.5 4.0

s002 07025047-1145520 10 14.26 0.16 13.64 0.11 13.55 0.11 CBA 0.2 20

s002 07025102-1145561 3 9.49 0.02 9.39 0.02 9.34 0.02 AAA 5.5 0.5

s003 07030793-1153073 4 13.00 0.03 12.42 0.04 12.15 0.03 AAA 1.5 7.5

s003 07030811-1153043 2 11.86 0.04 11.26 0.05 11.04 0.04 AEA 2.5 4.0

s004 07030751-1139396 5 15.04 0.04 14.16 0.04 14.06 0.06 AAA 0.3 > 0.2

s005 07022600-1155067 6 13.20 0.02 12.35 0.02 12.13 0.02 AAA 0.3 > 0.2

s006 07021278-1146494 1 11.75 0.02 11.54 0.02 11.47 0.03 AAA 2.5 7.5

s007 07025345-1154179 6 13.96 0.03 13.14 0.03 12.87 0.03 AAA 0.3 > 0.2

s007 07025292-1154180 2 13.39 0.03 12.80 0.03 12.65 0.03 AAA 1.5 12.5

s008 07020190-1145394 1 13.25 0.03 12.77 0.03 12.68 0.03 AAA 1.5 20

s009 07033168-1148067 6 15.22 0.04 14.48 0.10 14.29 0.07 AAA 0.8 20

s009 07033139-1148153 4 13.35 0.03 12.77 0.04 12.66 0.03 AAA 1.5 12.5

s009 07033172-1148114 4 15.11 0.05 14.43 0.07 14.20 0.08 AAA 1.5 52

s010 07021606-1133560 2 12.20 0.03 11.39 0.03 11.08 0.02 AAA 0.8 0.5

s011 07025018-1153449 4 8.04 0.02 7.76 0.06 7.66 0.02 AAA 6.5 0.5

s013 07021205-1148405 8 14.58 0.04 13.88 0.04 13.71 0.04 AAA 0.8 20

s014 07025225-1153408 1 16.56 0.14 15.44 0.13 15.34 0.19 BBC 0.3 > 0.2

s016 07021645-1150558 2 16.34 0.11 15.53 0.13 15.23 0.17 ABC 0.3 > 0.2

s017 07025730-1154275 8 16.90 0.17 15.95 0.16 15.68 - CCU 0.3 > 0.2





s018 07024439-1141088 2 11.02 0.03 10.52 0.02 10.47 0.02 AAA 2.5 3.3

s019 07022324-1143091 2 14.32 0.03 13.63 0.04 13.43 0.04 AAA 1.5 12.5

s020 07021035-1141399 2 14.58 0.05 13.95 0.05 13.83 0.05 AAA 0.8 20

s023 07030208-1143539 1 11.61 0.02 11.25 0.02 11.20 0.02 AAA 2.5 7.5

s025 07022282-1139064 3 14.23 0.03 13.64 0.03 13.42 0.04 AAA 1.5 20

s029 07023378-1157206 2 12.31 0.02 11.36 0.02 11.06 0.02 AAA 0.3 > 0.2

s030 07020363-1140372 9 14.41 0.04 13.54 0.03 13.19 0.04 AAA 0.3 > 0.2

s031 07030678-1157542 4 15.78 0.08 14.90 0.08 14.67 0.13 AAB 0.3 > 0.2

s031 07030703-1157507 5 14.41 - 13.77 - 15.02 0.14 UUB 0.8 20

s031 07030678-1157501 1 13.83 0.04 13.35 0.05 13.28 0.06 AAA 1.5 27

s032 07021295-1142395 4 12.66 0.02 12.14 0.02 12.00 0.02 AAA 1.5 7.5

s033 07022033-1148007 3 15.84 0.07 15.04 0.10 15.01 0.14 AAB 0.3 > 0.2

s039 07023368-1147492 8 16.79 0.17 15.81 0.18 15.35 0.20 CCC 0.3 > 0.2

s041 07022058-1142102 1 13.80 0.03 13.19 0.03 13.07 0.04 AAA 1.5 12.5

s044 07021498-1156417 3 13.23 0.03 12.83 0.03 12.66 0.03 AAA 1.5 20

s119 07020757-1136088 5 14.88 0.04 14.27 0.06 14.01 0.06 AAA 45.0 0.75

w001 07003760-1114451 3 6.58 0.02 6.03 0.05 5.91 0.02 AAA 6.5 0.2

w002 07004336-1117153 3 12.88 0.03 12.31 0.02 12.24 0.02 AAA 1.5 7.5

w003 07015243-1120184 2 12.06 0.02 11.67 0.02 11.46 0.02 AAA 1.5 7.5

w004 07012678-1128220 1 12.34 0.02 12.00 0.02 11.88 0.02 AAA 1.5 12.5

w005 07015058-1116405 1 13.69 0.02 13.15 0.03 12.93 0.03 AAA 1.5 20

w006 07012916-1121307 2 14.12 0.03 13.53 0.04 13.52 0.05 AAA 1.5 20

w008 07011643-1125525 2 13.65 0.03 13.03 0.03 12.93 0.03 AAA 1.5 12.5

w009 07010086-1119307 1 12.80 0.03 12.08 0.03 11.85 0.02 AAA 1.5 1.5

w010 07015414-1118094 3 12.94 0.02 12.34 0.02 12.07 0.02 AAA 1.5 7.5

w011 07013419-1117417 5 15.60 0.06 14.80 0.09 14.43 0.14 AAB 0.3 > 0.2

w011 07013441-1117375 2 13.51 0.03 12.91 0.04 12.78 0.03 AAA 1.5 12.5

w012 07011698-1123514 4 14.87 0.04 14.24 0.06 13.92 0.07 AAA 0.8 20

w013 07012127-1105589 3 16.89 0.16 16.10 0.21 15.42 0.21 CCC 0.3 80

w014 07012604-1118006 7 15.51 0.06 14.80 0.08 14.74 0.11 AAA 0.8 55

w016 07015256-1119089 1 12.31 0.02 11.98 0.02 11.93 0.02 AAA 1.5 12.5

w020 07022384-1124588 4 15.08 0.04 14.09 0.04 13.90 0.06 AAA 0.3 > 0.2

w021 07014236-1123337 2 14.55 0.04 13.97 0.03 13.70 0.05 AAA 0.8 20

w023 07010058-1118374 2 14.13 0.02 13.50 0.03 13.28 0.04 AAA 1.5 20

w024 07014590-1130331 3 13.35 0.02 12.67 0.02 12.47 0.02 AAA 1.5 7.5

w025 07011510-1120281 8 16.55 0.17 15.55 - 15.31 - CUU 0.3 > 0.2

w025 07011454-1120333 2 10.30 0.03 10.14 0.03 10.07 0.02 AAA 4.5 1.5

w026 07013401-1125326 1 13.81 0.03 13.22 0.03 13.12 0.03 AAA 1.5 12.5

w027 07015745-1107011 3 10.37 0.02 10.12 0.02 10.08 0.02 AAA 3.5 4.0

w029 07011816-1119524 1 11.76 0.02 11.49 0.02 11.46 0.02 AAA 2.5 7.5

w030 07022212-1121238 3 15.09 0.05 14.26 0.06 14.06 0.06 AAA 0.3 > 0.2

w030 07022256-1121209 4 16.46 0.11 15.31 0.11 15.62 0.22 BBD 0.3 > 0.2

w031 07011115-1127501 2 10.86 0.03 10.60 0.04 10.54 0.03 AEA 2.5 4.0

w033 07013612-1123088 3 14.29 0.03 13.68 0.03 13.54 0.04 AAA 1.5 20





w034 07012418-1124287 1 13.87 0.03 13.40 0.03 13.27 0.04 AAA 1.5 28

w036 07015688-1124083 0 14.23 0.03 13.55 0.04 13.34 0.03 AAA 1.5 12.5

w038 07014669-1118126 3 14.79 0.04 13.99 0.03 13.72 0.05 AAA 0.3 0.75

w039 07015843-1115469 2 12.29 0.03 11.65 0.03 11.53 0.03 AAA 1.5 1.5

w042 07004851-1112380 4 13.90 0.03 13.23 0.04 13.11 0.04 AAA 1.5 7.5

w044 07011245-1110002 4 14.21 0.03 13.45 0.03 13.18 0.04 AAA 0.8 4.0

w045 07015445-1122194 0 12.90 0.02 12.60 0.02 12.51 0.03 AAA 1.5 17

w046 07021274-1124394 3 13.82 0.03 13.19 0.03 13.09 0.04 AAA 1.5 12.5

w047 07015002-1118275 5 12.60 0.02 12.20 0.02 12.13 0.02 AAA 1.5 20

w048 07004705-1122044 2 15.44 0.05 14.80 0.08 14.39 0.08 AAA 0.8 20

w049 07011889-1119241 3 11.70 0.02 11.48 0.03 11.42 0.03 AAA 2.5 7.5

w050 07013489-1115453 10 15.40 0.05 14.73 0.06 14.54 0.08 AAA 0.8 55

w051 07012440-1109043 4 14.78 0.04 14.23 0.05 14.12 0.06 AAA 0.8 45

w052 07011404-1108578 2 13.51 0.03 13.08 0.04 12.82 0.03 AAA 1.5 20

w052 07011425-1109053 8 12.23 0.02 11.91 0.02 11.87 0.03 AAA 1.5 12.5

w053 07011660-1109075 1 14.92 0.04 14.29 0.04 14.15 0.07 AAA 0.8 45

w054 07013393-1123176 2 10.80 0.02 10.62 0.02 10.53 0.02 AAA 3.5 4.0

w055 07011369-1121159 1 15.00 0.04 14.31 0.04 14.13 0.07 AAA 0.8 20

w058 07015673-1122462 2 14.53 0.04 13.82 0.03 13.62 0.04 AAA 0.8 12.5

w060 07014897-1113201 4 11.40 0.02 10.99 0.02 10.91 0.02 AAA 2.5 4.0

w061 07005640-1117579 10 13.40 0.02 12.92 0.03 12.80 0.03 AAA 1.5 20

w063 07021951-1113448 3 13.79 0.03 13.08 0.02 12.94 0.03 AAA 1.5 4.0

w065 07011271-1125514 4 13.40 0.03 12.82 0.03 12.58 0.03 AAA 1.5 12.5

w068 07022560-1116095 10 16.04 0.08 15.21 0.11 15.22 0.17 ABC 0.3 > 0.2

w070 07010686-1131229 2 9.44 0.02 8.96 0.03 8.81 0.02 AAA 4.5 0.5

w076 07013843-1110147 1 15.21 0.04 14.48 0.04 14.33 0.08 AAA 0.8 20

w078 07005585-1126246 3 13.54 0.02 12.83 0.03 12.58 0.03 AAA 1.5 4.0

w096 07013774-1112371 1 15.13 0.05 14.42 0.06 14.22 0.07 AAA 0.8 20

w112 07011260-1128337 2 9.42 0.03 9.20 0.02 9.16 0.02 AAA 5.5 1.5

w143 07011222-1126597 1 11.54 0.03 11.43 0.03 11.39 0.03 AAA 2.5 7.5

w149 07011663-1117532 6 16.60 0.12 15.82 - 16.84 - BUU 0.3 90

Apendice C

A fısica envolvida na emissao de raios X em regioes de

formacao estelar

Nesse apendice e discutida a fısica envolvida na emissao estelar observada em regiao

de formacao estelar, esle esta dividido em: Atividade coronal e interacoes estrela disco;

Irradiacao de discos por raios X e partıculas e choques.

C.1 Atividade coronal e interacoes estrela disco

Os raios X provenientes de estrelas de baixa massa na PMS, assim como do Sol e

outras estrelas late-type mais velhas, sao facilmente interpretadas como emissao de plasma

aquecido e confinado por campos magneticos multipolares na superfıcie estelar (Feigelson &

Montmerle 1999). Os argumentos mais convincentes sao baseados na atividade de flaring.

No entanto, tem se revelado mais difıcil estabelecer as propriedades destes flares com

alguma confianca. Enquanto flares de raios X provenientes de estrelas T Tauri tem sido

modeladas como plasma uniforme em loops magneticos muito grandes (l > R) passando por

resfriamento radiativo, e possıvel que muitos flares surgem em loops menores que reconecta

e aquece o plasma em uma escala de tempo de horas. A quantidade de emissores inferidos

e consideravelmente menor que o necessario para um resfriamento radiativo puro (Favata

et al. 2001). No caso de estrelas T Tauri brilhantes com bom espectro Chandra de alta

resolucao, por exemplo TW Hya, a situacao e ainda mais confusa, pois as densidades de

plasma sao inferidas a partir de linhas de tripleto de helio (ver Porquet et al. 2001) e e

muito maior do que as observadas em qualquer flare estelar normal (Kastner et al. 2001).

No entanto a questao verdadeira e se podem existir configuracoes magneticas alem

da solar. Os YSOs mais jovens (de Classe 0 a Classe II) sao rodeados por um discos de

142 Apendice C. A fısica envolvida na emissao de raios X em regioes de formacao estelar

acrecao, que deve abrigar os campos magneticos, sao originalmente interestelar e arrastado

por colapso gravitacional, talvez, tambem seja intensificado por um dınamo de intra-disco.

Enquanto a configuracao exata ainda e debatida, todos os modelos concordam que, para

proporcionar um quadro satisfatorio para guiar jatos e outflows, devem existir estruturas

magneticas (Fig. 1.4) entre o disco e a estrela. Se for considerada alguma torcao das linhas

de campo, que resulta por exemplo, no cisalhamento no disco Kepleriano ou flutuacoes no

disco de acrecao interno, podem ocorrer erupcoes (Shu et al. 1997). Esta situacao foi

estudada por Hayashi et al. (1996), assumindo alguma resistividade finita para as linhas

do campo: brevemente, poderosos flares com plasma emitindo em raios X e “ejecoes de

massa coronal”sao produzidos no raio co-rotacao entre o disco e a estrela. Esta situacao

ja pode ter sido observada no flare triplo de raios X de YLW 15 (Tsuboi et al. 2000).

Montmerle et al. (2000) propoem que tres eventos sucessivos de reconexao ∼ 20h ocorreu

em uma configuracao magnetica entre estrela e o disco, na qual a rotacao protoestelar e

muito rapida e ainda nao desacelerou pela interacao com o disco.

hspace0.5cm A emissao de raios X de anas marrons tambem apresenta novos desafios

na fısica coronal. Ha evidencias claras, a partir de surveys em Hα, de anas marrons mais

velhas do tipo L e T na vizinhanca solar, apesar de suas similaridades com estrelas late-type,

tem sua atividade cromosfericas e coronal na fronteira estelar/sub-estelar (e.g., Gizis et al.

2000). Isto provavelmente esta relacionado ao fato de que esses objetos muito frios Teff <

3000K) tem atmosferas essencialmente neutras com alta resistividade eletrica, no qual a

deterioracao rapida das correntes evita o acumulo de energia magnetica livre e, portanto,

nao podem fornecer suporte para coroas e cromosferas aquecidas magneticamente.

hspace0.5cmNo entanto, estrelas de baixa massa para as quais a emissao de raios X

quiescente foi detectada como sendo muito jovens, e sua atmosfera ainda esta quente o

suficiente para ser parcialmente ionizado e, portanto, capaz de sustentar correntes eletricas.

O plasma coronal transitorio, que da origem ao flare de raios X observado em estrelas

de massa muito baixa e velhas, poderia ser criado por tubos de fluxos flutuantes que

sao gerados no interior e aumentam rapidamente atraves da atmosfera, dissipando suas

correntes associadas nas camadas superiores da atmosfera (Fleming et al. 2000;. Mohanty

et al. 2002).

Secao C.2. Irradiacao de discos por raio-X e partıculas 143

C.2 Irradiacao de discos por raio-X e partıculas

hspace0.5cmUma outra questao importante e a topologia magnetica estrela-disco vs.

estrelaestrela, nao so pelos aspectos magnetoidrodinamicos (MHD) da fısica de flares e out-

flows, mas tambem para questoes-chaves relevantes para os primeiros estagios da evolucao

dos discos proto-planetarios. Montmerle et al. 2002 destacam tres aspectos desta complexa

questao.

• Efeitos de ionizacao por raios X: os flares em raio X devem ter impacto em alguma

parte dos discos circum-estelares e ionizam parcialmente o material em grande parte

neutro. A geometria incerta das estruturas magneticas emitindo raios X controla

o tamanho da porcao do disco que sera irradiada. Com luminosidades em raios X

razoaveis e geometrias otimizadas, Igea & Glassgold (1999) mostrou que ionizacao por

raios X (geralmente baixa, ne/nH < 10−7) induzira a instabilidades (Balbo-Hawley)

magneto-rotacional e MHD, que por sua vez, estimula uma viscosidade turbulenta e

promove acrecao para a estrela jovem. A ionizacao das camadas exteriores do disco

pode ser crıtica para o acoplamento da rotacao Kepleriana do material do disco em

outflows colimados (Ouyed & Pudritz 1999).

• Fragmentacao por partıculas de MeV: alem de volumosos resultados de flares em

raios X de YSOs, os estudos de radio-continuo mostram que, como em flares solares,

os eletrons com energia de MeV sao produzido em flares (pelo menos alguns) de

YSO (Feigelson & Montmerle 1999). Protons de MeV provavelmente tambem sao

acelerados nesses eventos violentos de reconexao magnetica. Uma estimativa deste

efeito para YSOs ∼ 1 M⊙, analogas ao Sol jovem, na observacao da ONC feita pelo

Chandra indica um aumento de 105 no numero de protons energeticos comparados

com nıveis contemporaneos (Feigelson et al. 2002b). Este resultado pode ter im-

plicacoes profundas para um quebra-cabeca de longa data no registro de meteoritos

em condicoes no disco protoplanetario em torno do Sol (Feigelson et al. 2002b).

Nıveis elevados anomalos de produtos de diversos nucleos radioativos com tempo de

vida curtos (por exemplo, 41Ca, 26Al, 26Mn) sao encontrados em inclusoes ricas em

calcio e alumınio de condritos carbonaceos, como o meteoritos de Allende e Murchi-

son. Estes tem sido tradicionalmente atribuıdos a injecao de nuclıdeos recentemente

sintetizados por um resıduo de supernova perto da nuvem molecular que formou o


nosso sistema solar. No entanto, o aumento em 105 dos protons de MeV inferido

a partir dos dados do Chandra e apenas o nıvel encontrado no calculo recente da

producao de radioisotopos por fragmentacao de disco solido. A astronomia de raios

X fornece uma ponte nova para o estudo das origens do nosso sistema solar.

• A linha fluorescente de Fe 6,4 keV neutro: inspirado em estudos de AGNs (e.g.

Nayakshin & Kazanas 2002), pode-se olhar para a linha de emissao Kα do Fe de 6,4

keV neutro, alem da linha de emissao 6,7 keV a partir de flare de plasma, resultante

da fluorescencia do disco de acrecao induzida pelo reflexo da irradiacao de raios

X. Uma caracterıstica forte de linha dupla pode implicar que o plasma emitindo

raios X esta localizado acima do disco em uma configuracao de “poste”, que levaria a

ionizacao eficiente e fragmentacao no disco (ver Fig. AD.1). Esta assinatura espectral

da linha dupla do Fe ate 2002 foi vista durante os flares de duas fontes em raios X

protoestelar (Koyama et al. 1996, Imanishi et al. 2001a). Em princıpio, se o sinal

suficiente durante muitas horas pode ser obtido, a geometria disco/raios X poderia

ser revelado pelo mapeamento da reverberacao.

• Quımica do disco: enquanto a quımica de discos de YSOs tinha sido estudada, por

muito tempo, no contexto da nebulosa solar e formacao do nosso sistema planetario,

avancados em imageamento e espectroscopia milimetrica e infravermelha promoveu

muitas ideias novas. Entre elas estao sugestoes de efeitos quımicos atribuıdas a irra-

diacao de raios X. Calculos indicam que os raios X devem aquecer significativamente

o gas acima da temperatura da poeira por centenas de graus nas camadas mais exter-

nas do disco, alterando a quımica e a assinatura espectroscopica molecular esperada

(Glassgold & Najita 2001). Kastner et al. (1997) atribuiu as altas razao CN/HCN e

abundancia HCO+ no disco de TW Hya a iluminacao em raios X. Da mesma forma,

o disco externo de LkHα 15 mostra um excesso da ordem de 1-3 magnitudes de HCN

e CN em comparacao com os modelos quımicos, o que pode ser explicado pela io-

nizacao por raios X e dissociacao, que promove a transformacao do CO em cianetos

(Aikawa et al. 2002).


C.3 Irradiacao de discos por raio-X e partıculas

Ate agora, a emissao de raios X em objetos estelares jovens foi discutida princi-

palmente no contexto das atividades magneticas. No entanto, com a possibilidade de

observacoes mais sensıveis, processos mais fracos, como choques interestelares se tornam

acessıveis. Como a emissao de raios X resulta da termalizacao por choque de gas fluindo

com velocidade vs. a temperatura aproximada TX de um choque adiabatico forte, pode

ser encontrado a partir TX = (3/16k) µmpv2s : TX ∼ 106 K para vs ∼ 200 - 300km/s e

TX ∼ 107 K para vs ∼ 1000 km/s. Espera-se a producao de raios X moles associados aos

fluxos de acrecao e outflows de Herbig-Haro de YSOs de baixa massa e raios X duros as-

sociados aos ventos de estrelas massivas. O estudo destes processos apresenta dificuldades

observacionais consideraveis, primeiro devido a absorcao de raios X moles por material na

linha de visada e segundo devido a dificuldade na resolucao de emissao difusa verdadeira

e emissao estelar de objetos nao resolvidos em aglomerados ricos em YSO.

Tres linhas de evidencias apontam para tais processos: Primeiro, de acordo com

Kastner et al. (2002), espectroscopia de alta resolucao Chandra/HETGS da estrela T

Tauri classica mais proxima e mais brilhante, TW Hya, indica que o plasma dominante e

mais frio (TX = 3 ± 106 K) e denso (ne ∼ 1013 cm−3) do que os flares de plasmas habituais,

e ainda mostra grades anomalias na abundancia. Tais caracterısticas sao consistentes

com um choque de massa sendo acretada a uma velocidade ∼ 200 km/s e em uma taxa

relativamente alta de perda de massa ∼ 10−8 M⊙/ano, embora as anomalias na abundancia

sejam mais consistentes com um modelo de flare na superfıcie.

No segundo caso a deteccao de raios X moles de HH-2 (Pravdo et al. 2001) e uma

emissao de choque muito promissora. Ela e interpretada como manchas quentes em ∼

106 K resultantes da colisao entre jatos com ∼ 250 km/s e o meio ambiente interestelar.

Discutir o caso de L1551, Favata et al. (2002) levantam interessantes questoes astrofısicas,

como: ionizacao por raios X do gas frio ambiente, levando a um melhor acoplamento de

materia com campos magneticos.

O terceiro caso de processos de choque energetico em regioes de formacao estelar

esta claramente indicado pela descoberta de emissao de raios X difusa em associacoes OB

ricas como Rosette e M17 (Townsley et al.,2002). Uma boa percentagem da luminosidade

radiativa nas primeiras estrelas tipo O e convertida em luminosidade mecanica de ventos


com perda de massa (M > 10−6 M⊙/ano, vw ∼ 1000 - 2500 km/s) e LW ∼ 12Mv2w ∼

1036 − 1037 erg/s. Uma estimativa ingenua mostra que a termalizacao do vento deve

atingir temperaturas pos-choque ∼ 1-5 keV (Weaver et al. 1997). Um olhar mais atento a

interacao entre os ventos e a vizinhanca da regiao HII mostra, entretanto, que o problema

e bastante complexo, e ainda nao foi resolvido teoricamente depois de mais de 3 decadas

apos a descoberta de ventos estelares de estrelas early-type. Por exemplo, foi reconhecido

que a nebulosa Rosette e muito menor do que o esperado de uma bolha wind-blown com

uma idade de uns poucos 106 anos (Oey 1996; Bruhweiler et al 2002).

Varios efeitos fısicos podem complicar a estrutura termica do choque por ventos e

conta para a discrepancia idade-tamanho: dissipacao em uma camada de mistura tur-

bulenta entre uma camada HII com ionizacao limitada e um choque de vento estelar

quente (Kahn & Breitschwerdt 1990); transporte condutivo de eletrons nao local, levando

a emissao nao termica de raios X duro (Dorland & Montmerle 1987); e crescimento da

massa dos ventos estelares com material interestelar, aquecendo o fluxo perto das estrelas

e enfraquecendo o choque terminal (Pittard, Hartquist & Dyson 2001 e referencias deles).

Calculos hidrodinamicos da emissao de raios X para dois casos de bolhas wind-blown de

estrelas OB (Strickland & Stevens 1998; Canto et al 2000) preveem a emissao de varios

keV nas zonas de colisao de ventos na escala de parsecs entre as princi pais estrelas O na

associacao.


Figura C.1: Irradiacao do disco circum-estelar. Um flare estelar em raios X em alta latitude emitindo a

linha “quente”Fe 6,7 keV) brilha sobre o disco, gerando a linha fluorescente Fe 6,4 keV “fria”(adaptado

de Montmerle et al. 2000).


Apendice D

Espectros

Nesse apendice esta apresentada a continuacao da Fig. 3.13, na qual esta disponıvel

os outros 22 fontes que tiveram parametros obtidos por meio de ajuste de modelo de plasma

termico.

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAc001

10.5 2

−2

0

2

4

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−3

0.01

5×10−4

2×10−3

5×10−3

0.02

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAc002

10.5 2

0

2

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−3

0.01

0.1

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe001

10.5 2 5

−5

0

5

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe003

10.5 2

−5

0

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

Figura D.1: Espectro das fontes c001, c002, e001 e e003.

150 Apendice D. Espectros

10−4

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe004

10.5 2 5

−2

0

2

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−4

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe005

10.5 2

−5

0

5

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−4

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe015

10.5 2 5

−2

0

2

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−4

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe017

10.5 2

−5

0

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−4

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe018

10.5 2 5

−4

−2

0

2

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−5

10−4

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe020

10.5 2 5

0

2

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

Figura D.2: Espectro das fontes e004, e005, e015, e017, e018 e e020.

Apendice D. Espectros 151

10−5

10−4

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe021

10.5 2 5

0

2

4

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

0.01

2×10−3

5×10−3

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe022

10.5 2

−2

0

2

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−4

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe023

10.5 2

0

2

4

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−4

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe026

10.5 2

−2

0

2

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe030

10.5 2−4

−2

0

2

4

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−4

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe032

10.5 2 5

0

2

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

Figura D.3: Espectro das fontes e021, e022, e023, e026, e030 e e032.

152 Apendice D. Espectros

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe036

10.5 2

−1

0

1

2

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−3

0.01

5×10−4

2×10−3

5×10−3

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe038

1 2

0

2

4

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−3

0.01

2×10−3

5×10−3

0.02

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe039

10.5−2

0

2

4

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−4

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAe055

10.5 2

−2

0

2

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−4

10−3

0.01

0.1

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAw001

10.5 2 5

−5

0

5

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

10−4

10−3

0.01

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

PAw006

10.5 2−2

0

2

sign

(dat

a−m

odel

) ×

∆ χ2

Energy (keV)

Figura D.4: Espectro das fontes e036, e038, e039, e055, w001 e w006.

Apendice E

Artigo

Artigo “Characterisation of young stellar clusters”, Santos-Silva, T. & Gregorio-

Hetem, J. 2012, A&A 547, A107.

Documents

O conteudo estelar localizado entre aglomerados jovens de ...ux in X-ray and the apparent magnitude J of T Tauri stars found by other authors. Additionally, the merge of the results